Warum gab es im frühen Universum nur Sterne aus Wasserstoff und Helium? - Paarinstabilitäts-Supernovae und das gewaltsame Ende der ersten Sterne | Fakten zum Einschlafen - Das Universum

0:04 Willkommen bei Fakten zum Einschlafen. Das Universum. Das frühe Universum war ein einfacher Ort. 100 Millionen Jahre nach dem Urknall existierten lediglich Wasserstoff und Helium. Es gab keinen Kohlenstoff, keinen Sauerstoff und kein Eisen und somit keine Voraussetzungen für Gesteinsplaneten oder Leben. Diese Episode erzählt die Geschichte jenes entscheidenden kosmischen Augenblicks, in dem sich in Wolken aus unberührtem Gas die allerersten Sterne entzündeten. Diese Objekte der Population Triff waren völlig anders als unsere heutige Sonne. Aufgrund des Fehlens schwerer Elemente kühlte das urzeitliche Gas ineffizient ab, was dazu führte, dass die ersten Sterne extrem massereich, heiß und kurzlebig waren. Wir beleuchten,

1:01 warum diese ersten Sterne gewaltsam in Parinstabilitäts Supernovae explodierten und dabei den gesamten Stern in einer gewaltigen Detonation zerstörten. Durch diese Explosionen wurden die ersten schweren Elemente in den Kosmos verstreut und legten den Grundstein für die chemische Komplexität, die wir heute im Periodensystem vorfinden. Dabei klären wir auch über die historisch bedingte und oft verwillende Namensgebung der Sternpopulationen durch den Astronomen Walter Bade auf. Bei der Arbeit an dieser Episode kehrte ich immer wieder zu einem Gedanken zurück. Alles, was uns umgibt, jedes Eisenatom in unserem Blut und jeder Sauerstoff in unserer Atemluft, ist das Überbleibsel dieser gewaltigen, urzeitlichen Schmelzöfen. Mich fasziniert,

1:54 wie wir durch die Kombination aus theoretischer Physik, Computermodellen und der Beobachtung extrem eisenarmer Sterne wie He 172 22 62 in der Lage sind, die Geschichte von Objekten zu rekonstruieren, deren Licht seit über 13 Milliarden Jahren erloschen ist. Das Universum begann mit nichts als Wasserstoff und Helium. 100 Millionen Jahre lang existierte nichts anderes. Kein Kohlenstoff, kein Sauerstoff, kein Eisen, keine Möglichkeit für Planeten oder Leben. Dann, in Wolken aus unberührtem Gas, eingebettet in unsichtbare Tiefen aus dunkler Materie, entzündeten sich die ersten Sterne. Es waren Objekte so massereich, so heiß und so fremd gegenüber allem, was es heute im Kosmos gibt. Dass ihre kurze Existenz das gesamte

2:56 Periodensystem schmieden und das Universum für immer verändern sollte. Stellen Sie sich vor, Sie stünden im frühen Universum etwa 100 Millionen Jahre nach dem Urknall. Der Kosmos hat sich ausgedehnt und abgekühlt. Gewaltige Wolken aus Wasserstoff und Heliumgas, den einzigen Elementen, die in jenem ursprünglichen Feuerball geschmiedet wurden, haben begonnen, sich in unsichtbaren Gravitationsstiefen zu sammeln. Diese Tiefen sind Strukturen aus dunkler Materie, die das Gerüst für das Kommende bilden. Hier gibt es keinen Staub, keinen Kohlenstoff, keinen Sauerstoff, kein Eisen. Das Gas ist unberührt und chemisch einfach auf eine Weise, die nichts im heutigen Universum erreichen kann. Und nun in diesen Halos aus dunkler Materie beginnen

3:50 die ersten Wolken unter ihrem eigenen Gewicht zu kollabieren. Sie bereiten sich darauf vor, etwas zu tun, das noch nie zuvor geschehen ist, sich zu Sternen zu entzünden. Hier beginnt unsere Geschichte. Nicht mit dem Urknall selbst, sondern mit dem Moment, in dem die ersten wahren Schmelzöfen des Universums kurz davor standen, sich zu entzünden.

4:17 Unter Bedingungen, die sich niemals wiederholen sollten. Die ersten Sterne sind nicht einfach ältere Versionen unserer Sonne. Sie waren eine grundlegend andere Art von Objekt, geformt aus Gas, dem fast alles fehlte, was wir heute mit Sternentstehung verbinden. Sie zu verstehen bedeutet zu verstehen, wie sich das Universum von einem Ort, der nur Wasserstoff und Helium enthielt, in den chemisch komplexen Kosmos verwandelte, der schließlich Gesteinsplaneten, Ozeane und Leben hervorbrachte. Doch um zu begreifen, warum sie anders waren, müssen wir etwas verstehen, worüber Astronomen selbst gestolpert sind. Die seltsame rückwärtsgewandte Art, wie wir Sterngenerationen benennen. In den 1970er Jahren untersuchte der

5:11 Astronom Walter Bade die Andromeda -Galaxie und die zentralen Regionen unserer eigenen Milchstraße mit dem neuen 100 Zoll Teleskop auf dem Mount Wilson. löste er einzelne Sterne in Regionen auf, die zuvor als verschwommene Lichtflecken erschienen waren. Was er fand, überraschte ihn. Die Sterne zerfielen in zwei klar getrennte Gruppen.

5:38 Die eine Population, in dem Spiralarmen und Scheiben von Galaxien zu finden, bestand aus hellen, blauen, metallreichen Sternen wie unsere Sonne. Es waren Sterne mit erheblichen Mengen an Kohlenstoff, Sauerstoff, Eisen und anderen schweren Elementen. Er nannte sie Population I. Die andere Population, in den kugelförmigen Halos um Galaxien und in dichten Kugelsternhaufen zu finden, bestand aus älteren, rülteren, metallarmen Sternen. Das waren Population hier. Bade benannte sie in der Reihenfolge ihrer Entdeckung, nicht in der Reihenfolge ihrer Entstehung. Population I, die metallreichen Sterne, sind tatsächlich die jüngste Generation. Population eher? Die metallamen Sterne sind älter? Erst später erkannten Theoretiker, dass es eine dritte

6:33 Population geben musste. Eine noch frühere Generation entstanden, bevor überhaupt schwere Elemente existierten. Diese hypothetische erste Generation wurde Population Trich genannt. Ein Name, der sie wie die jüngste klingen lässt, obwohl sie tatsächlich die früheste ist. Die Nummerierung läuft rückwärts durch die kosmische Zeit. Ein historischer Zufall, der bis heute Studierende und die Öffentlichkeit gleichermaßen verwirrt.

7:03 Diese Namensverwirrung ist bedeutsam, weil sie etwas Wichtiges darüber offenbart, wie wir zum Verständnis der kosmischen Geschichte gelangt sind. Astronomen begannen nicht mit einer vollständigen Theorie und fanden dann die passenden Sterne. Sie fanden Muster in den Sternen, die sie sehen konnten, klassifizierten, was sie fanden, und erkannten erst allmählich, dass die Klassifikation eine chronologische Geschichte implizierte. Die Existenz von Population Drif wurde erschlossen, bevor sie beobachtet wurde. Bevor tatsächlich ein einziges Exemplar eindeutig identifiziert worden war. Sie bleibt in vielerlei Hinsicht eine theoretische Notwendigkeit. Gestützt durch indirekte Hinweise und keine direkt beobachtete

7:53 Population. Wie also waren diese ersten Sterne tatsächlich beschaffen? Um das zu beantworten, müssen wir zu jenen kollabierenden Wolken aus unberührtem Gas zurückkehren und verstehen, warum sie sich so grundlegend anders verhielten als die Sternenstehungsregionen, die wir heute sehen. In modernen Sternentstehungsregionen wie dem Orionabil sind Gaswolken durchsetzt mit Staubkörnern und schweren Elementen. Astronomen bezeichnen diese schweren Elemente als Metalle, womit alles schwerer als Helium gemeint ist. Wenn eine Wolke zu kollabieren beginnt, sind dieser Staub und diese Metallatome außerordentlich effizient darin, Wärme abzustrahlen. Die Wolke kühlt ab und weil sie abkühlt, kann sie fragmentieren. Eine massereiche

8:47 Wolke zerfällt in kleinere Klumpen, die in noch kleinere Klumpen zerfallen, bis man hunderte oder tausende einzelner Sterne unterschiedlicher Masse erhält. Unsere Sonne entstand auf diese Weise als Teil eines Sternhaufens aus Gas, das reich an schweren Elementen war und den Abkühlungsprozess unterstützte. Die ersten Wolken hatten nichts davon. Keine Staubkörner. Kein Kohlenstoff, kein Sauerstoff, kein Eisen. Das einzige verfügbare Kühlmittel war molekularer Wasserstoff. Zwei miteinander verbundene Wasserstoffatome, die fragil und weit weniger effizient darin sind, Wärme abzustrahlen als mit Metallen angereichertes Gas. Ohne effektive Kühlung konnte die kollabierende urzeitliche Wolke nicht in viele kleine Teile

9:40 zerfallen. Stattdessen neigte die gesamte Wolke dazu, auf ein einziges Zentrum zuzustürzen und ein massereiches Objekt zu bilden. Oder höchstens eine sehr kleine Zahl massereicher Objekte. Numerische Simulationen dieses Prozesses, entwickelt in den vergangenen zwei Jahrzehnten, haben durchweg auf eine bemerkenswerte Vorhersage hingedeutet.

10:04 Wenn Forschende eine urzeitliche Wolke modellieren, die in einem Halo aus dunkler Materie kollabiert, Sehen Sie etwas ganz anderes als moderne Sternentstehung. Das Gas fällt nach innen, von der Schwerkraft gezogen, doch die schwache Kühlung durch molekularen Wasserstoff kann es nicht auseinanderbrechen.

10:25 Kleine Klumpen, die sich zu bilden beginnen, werden rasch vom größeren Kollaps verschluckt. Das Gas sammelt sich weiter im Zentrum an und türmt sich zu einem einzigen wachsenden Objekt auf, bis es 10 oder 100 Sonnenmassen erreicht. wo moderne Sternentstehung eine breite, spanne, stellare Massen hervorbringt. Viele kleine Sterne, einige mittlere, wenige massereiche, scheint urzeitliche Sternentstehung überwiegend massereiche Sterne hervorgebracht zu haben. Das ist keine Gewissheit. Verschiedene Simulationen weichen in Details voneinander ab und die Physik urzeitlichen Gases unter diesen extremen Bedingungen bleibt ein aktives Forschungsgebiet. Doch das vorherrschende Bild ist klar. Die ersten Sterne waren wahrscheinlich

11:18 weit massereicher als typische Sterne heute. Nicht wegen einer kosmischen Vorliebe für Größe, sondern weil die Physik von Kühlung und Fragmentierung ihnen keine Alternative ließ. Ein Stern mit der hundertfachen Masse der Sonne ist ein grundlegend anderes Objekt als der Stern, den wir umkreisen. Seine Oberflächentemperatur wäre etwa doppelt so hoch, vielleicht 30 .000 Kelvin im Vergleich zu 6 .000 bei der Sonne. Er würde den größten Teil seines Lichts nicht in den sichtbaren Wellenlängen abstrahlen, die unsere Augen wahrnehmen können, sondern im Ultravioletten. Intensive ionisierende Strahlung, die das umgebende Gas durchflutet und begonnen hätte, die chemische Umgebung des frühen Universums zu verändern. Und er würde

12:11 seinen nuklearen Brennstoff mit erschreckender Geschwindigkeit verbrauchen. Wo unsere Sonne 10 Milliarden Jahre leben wird, könnte ein Populationengstern mit 100 Sonnenmassen nur 3 Millionen Jahre überdauert haben. Zur Veranschaulichung wäre die Lebensdauer der Sonne ein Menschenleben von 80 Jahren. Hätte dieser erste Stern weniger als zwei Minuten gelebt.

12:35 Ein kosmischer Augenblick. Kaum genug Zeit für das Universum. seine nächste Entwicklungsphase zu beginnen, bevor diese ersten Schmelzöfen ausbrannten. Ihre kurzen Leben führen unmittelbar zu ihrem Tod. Und auch hier unterschieden sich die ersten Sterne grundlegend von späteren Generationen. Ein Stern wie unsere Sonne wird sich, wenn er seinen Wasserstoff im Kern verbraucht hat, zu einem roten Riesen ausdehnen, seine äußeren Schichten abflossen und langsam zu einem weißen Zwerg werden.

13:11 Einer abkühlenden Glut von der Größe der Erde. Massereichere Sterne können als Supernovae explodieren und Neutronensterne oder schwarze Löcher hinterlassen. Doch die massereichsten metallfreien Sterne könnten einem völlig anderen weggefolgt sein. Einem, der im modernen Universum keine Entsprechung hat. In sehr massereichen Sternen wird die Kerntemperatur so extrem, dass sich Lichtphotonen in Paare aus Elektronen und Positronen umwandeln können. Dieser Prozess, Paarbildung genannt, entfernt genau den Druck, der den Stern gegen die Schwerkraft aufrechterhalten hat. Der Kern zieht sich gewaltsam zusammen, verdichtet und erhitzt Sauerstoff und Silizium, bis sie in einem exklusiven nuklearen Brennen zünden. Die freigesetzte Energie reicht

14:05 aus, um den gesamten Stern auseinanderzusprengen. Für einen engen Massenbereich, grob 140 bis 260 Sonnenmassen bei metallfreien Sternen, löst dies eine katastrophale Explosion aus, die Parinstabilitäts Subanova genannt wird. Der gesamte Stern detoniert. Kein Überrest bleibt zurück. Kein Neutronenstern, kein schwarzes Loch. Der Stern verschwindet einfach und verstreut seine frisch geschmiedeten schweren Elemente über tausende von Lichtjahren. Bei noch massereicheren Sternen oder solchen knapp unterhalb des Parin -Stabilitätsbereichs wirkten andere Todesmechanismen. Einige könnten direkt zu schwarzen Löchern kollabiert sein ohne Explosion und hätten ihre schweren Elemente verschluckt, bevor sie

14:58 das umgebende Gas anreichern konnten. Andere könnten als konventionellere Kernkollaps -Supernovae explodiert sein. Selbst diese wären energiereicher gewesen als moderne Entsprechungen, aufgrund der größeren Massen und der anderen inneren Struktur der Sterne. Die Unsicherheit hier ist echt und wichtig. Wir kennen die genaue Massenverteilung der Population 2 eine Sterne nicht. Und können daher nicht mit Sicherheit sagen, welcher Anteil durch welchen Mechanismus starb. Wir wissen nicht, ob paar Instabilitäts -Supernovae im frühen Universum häufige oder seltene Ereignisse waren. Was wir wissen ist, dass ein Teil dieser ersten Sterne explodierte und dass diese Explosionen die ersten schweren Elemente in den Kosmos freisetzten.

15:50 Dies war der entscheidende Übergang. Vor den ersten Sternen enthielt das Universum nur Wasserstoff, Helium und Spuren von Lithium. Elemente, die im Urknall selbst geschmiedet wurden, aber nichts Schwereres. Die ersten Sterne begannen durch Kernfusion in ihren Kernen schwerere Elemente aufzubauen. Kohlenstoff, Sauerstoff, Silizium, Eisen. Doch diese Elemente waren im Inneren der Sterne eingeflossen. Unsichtbar für das äußere Universum. Erst als die Sterne starben, als sie als Supernova explodierten oder ihr Material auf andere Weise verteilten, wurden diese schweren Elemente verpflügbar, um das umgebende Gas anzureichern.

16:39 Berechnungen der Nukleosynthese zufolge könnte eine einzige Parenstabilität Supernova von einem Stern mit 200 Sonnenmassen mehr schwere Elemente erzeugt haben als tausend gewöhnliche Supernovae zusammen. Die Explosion wäre ein kurzer, heller Blitz in der kosmischen Dunkelheit gewesen, sichtbar über eine riesige Region des frühen Universums hinweg. Und das Material, das sie verstreute, Kohlenstoff und Sauerstoff, Silizium und Eisen und Dutzende anderer Elemente, hätte sich mit dem unberührten Wasserstoff und Helium des umgebenden Gases vermischt und die ersten metallangereicherten Wolken geschaffen. Aus diesen angereicherten Wolken konnte sich eine neue Generation von Sternen bilden. Dies waren keine Populationen durch Sterne.

17:30 Sie enthielten Spuren schwerer Elemente, genug, um die Kühlungsphysik zu verändern und Fragmentierung in kleinere, langlebigere Sterne zu ermöglichen. Astronomen nennen diese Übergangsgeneration Population D, obwohl die Grenze zwischen D und D nicht scharf ist. Es war ein allmählicher Übergang, eine Periode kosmischer, chemischer Evolution, in der das Universum langsam mehr schwere Elemente ansammelte und die Sternentstehung, den Prozess, den wir heute beobachten, ähnlicher wurde. Die Suche nach direkten Belegen für Population F -Sterne geht weiter und sie ist eines der schwierigsten Beobachtungsprobleme der Astrophysik. Kein Stern mit exakt Nullmetallizität wurde je gefunden, trotz umfangreicher Durchmusterungen. Diese Abwesenheit

18:23 ist selbst bedeutsam. Hätten die ersten Sterne eine breite Massenspanne gehabt, einschließlich vieler kleiner, langlebiger Sterne, könnten wir erwarten, heute überlebende Populationen in Sterne im Halo der Milchstraße zu finden. Die Tatsache, dass wir keine gefunden haben, legt nahe, dass die ersten Sterne tatsächlich überwiegend massereich waren, schnell ausbrannten und keine Überlebenden hinterließen. Oder dass eventuell entstandene massearme Populationen, drei Sterne, durch Beobachtungsauswahleffekte verborgen bleiben. Zu lichtschwach oder zu verstreut, um entdeckt worden zu sein. Was wir gefunden haben, sind extrem metallarme Sterne. Objekte wie Heihe 200 -227 -222 und andere mit ähnlich extremem Eisenmangel, deren Eisenhäufigkeit weniger

19:17 als ein Zehntausendstell der Sonne beträgt. Dies sind keine Population Drei -Sterne. Sie enthalten schwere Elemente, wenn auch nur in geringsten Mengen. Doch ihre chemischen Fingerabdrücke sind eigentümlich. Die Muster der Elemente, die sie enthalten, deuten auf Anreicherung durch eine kleine Zahl Massereicher Supernovae hin, vielleicht sogar durch eine einzige Paarinstabilitäts -Supernova und nicht auf die gemischte Anreicherung durch viele gewöhnliche Sterne, die spätere Generationen kennzeichnet. Sie sind wie archäologische Artefakte, die die chemische Signatur der ersten Sterntode bewahren. Sterne der zweiten Generation, geformt aus Gas, das von den Explosionen ihrer Massereichen vorgener berührt wurde. Diese Suche verläuft

20:10 auf zwei komplementären Fronten. In der Nähe untersuchen Astronomen die chemischen Fingerabdrücke, die in solchen uralten Sternen konserviert sind. und lesen die Geschichte urzeitlicher Explosionen in den Elementen, die durch ihre Atmosphären verstreut sind. In der Ferne suchen sie nach dem direkten Licht der ersten Sterngeneration selbst und dringen in die fernsten beobachtbaren Bereiche des Universums vor. Das James Webb Weltraumteleskop, gestartet im Jahr 2021, hat neue Möglichkeiten für diesen zweiten Ansatz eröffnet. Seine Infrarot Empfindlichkeit erlaubt es, die fernsten Galaxien zu beobachten, so wie sie waren, als das Universum erst wenige hundert Millionen Jahre alt war.

20:59 Nahe an der Epoche der ersten Sternentstehung. Astronomen suchen nach dem integrierten Licht massereicher Populationen Jeri -Sterne in frühen Galaxien, dem kollektiven ultravioletten Leuchten einer urzeitlichen Sternpopulation. Sie suchen nach den chemischen Signaturen urzeitlicher Supernovae in den fernsten und ältesten Gaswolken. Sie suchen im Grunde nach den Geistern der ersten Schmelzöfen.

21:29 Je nach Zobe, bislang bleibt ein eindeutiger Nachweis schwer fassbar. Einige Kandidatengalaxien bei sehr hoher Rotverschiebung zeigen Eigenschaften, die mit von Population 2 dominierten Licht vereinbar sind. Doch dies von anderen Erklärungen zu unterscheiden, etwa sehr heißen, jungen Sternen in leicht angereichertem Gas, erfordert sorgfältige Analyse. Das Feld schreitet rasch voran, aber Vorsicht ist geboten.

22:00 Die Geschichte dieses Themas umfasst voreilige Behauptungen und spätere Widerrufe. Die ersten Sterne bleiben in vielerlei Hinsicht theoretische Objekte, deren Eigenschaften aus Simulationen und indirekten Hinweisen erschlossen werden und nicht aus direkter Beobachtung. Diese Unsicherheit ist kein Versagen. Sie ist der ehrliche Zustand eines Feldes, das gegen die Grenzen dessen drängt, was unsere Instrumente und Methoden erreichen können. Die ersten Sterne entstanden in einem Universum, das kleiner, dichter und chemisch einfacher war als alles, was wir heute direkt beobachten können. Der durchschnittliche Abstand zwischen Galaxien war viel geringer. Die kosmische Hintergrundstrahlung selbst war heiß genug, um

22:50 sichtbar rot zu glühen. Ihr Licht ist seit mehr als 13 Milliarden Jahren unterwegs, durch die kosmische Ausdehnung in Wellenlängen gestreckt, die die Grenzen unserer empfindlichsten Detektoren ausreizen. Dass wir überhaupt etwas Sinnvolles über sie sagen können, ist eine bemerkenswerte Leistung der Theoretischen Physik und der Computermodellierung.

23:14 Was wir mit Zuversicht sagen können, ist dies. Die ersten Sterne waren eine einzigartige, nie wiederholte Population. Sie entstanden aus Gas, das nur Wasserstoff und Helium enthielt, unter physikalischen Bedingungen, die nirgendwo im Universum mehr existieren. Sie waren wahrscheinlich massereich, heiß und kurzlebig und strahlten intensive ultraviolette Strahlung ab. Die begann, den umgebenden Kosmos zu ionisieren. Sie starben gewaltsam durch Supernovae und möglicherweise paar Instabilitätsexplosionen, die keinen Überrest hinterließen und verstreuten die ersten schweren Elemente in die Leere. Und sie begannen den Prozess der chemischen Anreicherung, der schließlich jeden Gesteinsplaneten, jeden Ozean, jede lebende

24:05 Zelle im Universum möglich machen sollte. Der Name Population Drück ist ein historischer Zufall, eine rückwärtslaufende Bezeichnung, die mehr verwirrt als erhellt. Doch die Objekte, die sie benennt, waren real, wie unvollkommen wir sie auch kennen. Sie waren die ersten wahren Schmelzöfen des Universums, die den hohen Wasserstoff und das Helium des Urknalls nahmen und begannen, die schwereren Elemente zu schmieden, die zu den Bausteinen der Komplexität werden sollten.

24:41 Ohne sie wäre das Periodensystem eine Liste von zwei Elementen geblieben und das Universum wäre für immer dunkel und chemisch einfach geblieben. Wir kennen ihre genauen Massen nicht, ihre genaue Zahl nicht und nicht das volle Spektrum ihrer Todesmechanismen. Wir wissen nicht, ob irgendeiner von ihnen bis heute überlebt hat, verborgen unter den lichtschwachen Sternen des galaktischen Halos.

25:06 Wir wissen nicht genau, wann der Übergang von Population 3 zu Population 3 stattfand oder wie schnell das Universum mit schweren Elementen angereichert wurde. Diese Fragen bleiben offen. Aktive Grenzen der Forschung. Aber wir wissen genug, um ihre Bedeutung zu verstehen. Die ersten Sterne waren nicht bloß ältere Versionen unserer Sonne. Sie waren eine völlig andere Art von Objekt, entstanden unter Bedingungen, die sich niemals wiederholen werden, und lebten kurze, strahlende Leben, die den Kosmos für immer veränderten.

25:42 Sie waren die Brücke zwischen der chemischen Einfachheit des frühen Universums und dem komplexen, elementreichen Kosmos, den wir heute bewohnen. Ihr Licht, längst erloschen, setzte die Kette von Ereignissen in Gang, die jeden Stern, jeden Planeten und jedes Lebewesen hervorbrachte. Das folgte. Das bedeutet es, die ersten wahren Schmelzöfen des Universums zu sein. Nicht zu bleiben, sondern alles zu verändern. was danach kam.