Wie kann es 1.000 stellare Vorfahren vor unserer Sonne geben?

Ich habe kürzlich aus einigen Quellen * gehört , dass die Sonne ein Stern der 1.000. Generation ist, was bedeutet, dass sie aufgrund ihres Gehalts an schweren Elementen tausend Sterne vor ihr hatte.

Ich verstehe, dass die Supernovae früherer Sterne die schwereren Elemente erzeugt haben und diese in die Sonne eingebaut wurden, als sie sich bildete, und wir können die Generation basierend darauf berechnen.

Meine Frage basiert auf dem Alter des Universums und dem Alter der Sonne und dem Durchschnittsalter der Sterne in der Galaxie.

Grundsätzlich ist das Universum ~13,7 Milliarden Jahre alt, die Sonne ist ~4,6 Milliarden Jahre alt (und hat noch ~5 Milliarden Lebensjahre), was bedeutet, dass sie entstand, als das Universum ~9,1 Milliarden Jahre alt war.

Damit 1.000 Sterne in dieser Zeitspanne leben können, müssten diese Sterne eine durchschnittliche Lebensdauer von ~9 Millionen Jahren haben (ohne die Zeit zwischen den Sternen). Dies entspricht jedem dieser tausend Sterne mit einer durchschnittlichen Masse von ~100-150 Sonnenmassen, so dass ihre Lebensdauer ausreichend kurz wäre, um diese Lebensdauer von ~9 Millionen Jahren nicht zu überschreiten.

Im Grunde gab es also 1.000 Sterne, die vor unserer Sonne lebten und starben, die alle riesige Monster waren. Das alles scheint so unwahrscheinlich. Wie kann das sein?

* Fernsehsendungen, ich weiß nicht mehr welche

Antworten (1)

Die Sonne ist eigentlich ein Stern der DRITTEN Generation. Was ich damit meine, ist, dass es chemische Elemente in der Sonne gibt, die in einem anderen Stern hergestellt wurden, aber dieser Stern selbst kann diese Elemente nur hergestellt haben, weil er Material enthielt, das auch in früheren Sternen der zweiten Generation hergestellt worden sein muss. Schließlich kehren wir zu den Sternen der ersten Generation zurück, die aus dem Urgas des Urknalls geboren wurden, das fast überhaupt keine schweren Elemente (die jenseits von Helium) enthielt.

Das ist ein ziemlicher Bissen, also lassen Sie es mich anhand eines Beispiels erklären - Barium.

Es gibt Barium in der Sonne. Wir können das feststellen, indem wir uns das Spektrum ansehen und Absorptionslinien aufgrund von Barium sehen. Aber Barium kann nicht in der Sonne hergestellt werden. Das Barium wird über den s-Prozess hergestellt , der das langsame Einfangen von Neutronen auf den Kernen von Eisenspitzenelementen beinhaltet. Dies geschieht während der asymptotischen Roten-Riesen-Zweig-Phase der Sternentwicklung, und die Sonne hat ungefähr 6 Milliarden Jahre, bevor sie diesen Punkt erreicht. [Anmerkung: Nicht einmal die Hälfte der Menge an chemischen Elementen jenseits von Eisen wird durch Supernovae-Explosionen produziert 1 .]

Also muss es vor der Sonne einen Stern gegeben haben – wahrscheinlich einen Stern mittlerer Masse – der sich zu einem Riesen entwickelte, in seinem Inneren Barium bildete, dann seine Hülle durch einen massiven Wind in das interstellare Medium verlor, und dieses Material wurde eingebaut in die Protosonne. Solche Sterne (zwischen beispielsweise 2 und 10 Sonnenmassen) hätten eine viel kürzere Lebensdauer als die Sonne 2 , also genug Zeit für sie zu leben und zu sterben, bevor die Sonne geboren wurde.

Aber Moment mal! Dieser vorherige Stern muss bereits Eisenspitzenelemente in seinem Inneren gehabt haben, die als „Keim“ für die S-Prozess-Produktion von Barium dienten. Diese wurden und konnten nicht innerhalb dieses Sterns hergestellt werden. Sie müssen in einem früheren Stern, wahrscheinlich einem massereichen Stern, hergestellt worden sein, der alle Kernfusionsstadien durchbrannte, bevor er als Supernova explodierte und schwere Elemente, einschließlich Eisenspitzenelemente, in das interstellare Medium schleuderte. Dieser frühere Stern hätte auch seine eigenen (metallreichen) Vorfahren haben können, aber wenn wir in der Zeit zurückgehen, erreichen wir letztendlich einen Punkt, an dem der vorherige Stern ein erster warStern der Generation, hergestellt aus ursprünglichem H/He-Gas, fast ohne schwere Elemente. Diese erste Generation (auch bekannt als Population-III-Sterne, nur um verwirrend zu sein) war wahrscheinlich sehr massiv und kurzlebig – einige Millionen Jahre. Sie wurden geboren, als das Universum einige hundert Millionen Jahre alt war, und wir können heute keine Beispiele von ihnen in unserer Galaxie sehen.

Um zu versuchen, genauer zu definieren, was ich mit "Generation" meine.

  • Erste Generation - hergestellt aus Urknallmaterial.
  • Zweite Generation - ein Stern, der nur aus dem Schutt sterbender Sterne der ersten Generation besteht, angereichert mit schweren Elementen, aber ohne primäre S-Prozess-Elemente.
  • Dritte Generation – ein Stern, der aus Material besteht, das bereits mit schweren Elementen angereichert ist und Elemente enthält, die im S-Prozess in früheren Sternen der zweiten (oder dritten) Generation produziert wurden.

Deshalb behaupte ich, dass die Sonne als "Stern der dritten Generation" eingestuft werden kann - sie enthält Atome / Kerne, die sich in mindestens zwei früheren Sternen befunden haben müssen.

Aber das sollte man nicht zu wörtlich nehmen. In Meteoriten sind Materialkörner eingeschlossen, die aus Feststoffen bestehen, die bereits im präsolaren Material vorhanden waren. Diese sind wichtig, da angenommen wurde, dass sich diese Körner bei einzelnen stellaren Ereignissen gebildet haben und ihre Isotopenzusammensetzung untersucht werden kann. Diese sagen uns, dass die Sonne aus Material entstanden ist, das in vielen verschiedenen Sternen unterschiedlicher Art war.

Berechnungen zur Sternentwicklung und Nukleosynthese erzählen uns die gleiche Geschichte. Während beispielsweise der größte Teil unseres Sauerstoffs in massereichen Sternen hergestellt wurde, die eine Kernkollaps-Supernova erlebten, produzieren solche Ereignisse nicht so viel Kohlenstoff. Das C/O-Verhältnis sagt uns, dass der größte Teil unseres Kohlenstoffs über die Winde von AGB-Sternen mittlerer Masse stammt. Schwere Elemente wie Uran können bei Neutronensternkollisionen überwiegend produziert werden, andere wie Barium und Strontium jedoch nicht.

Die Details darüber, wie viele Vorfahren zur Sonne beigetragen haben, haben keine einfache Antwort. Ein Großteil des solaren Wasserstoffs und Heliums könnte makellos sein; Einige werden mehr als einen Stern durchlaufen haben. Schwerere Elemente (bis auf etwas Lithium) werden mindestens einen Stern durchdrungen haben. Die Tatsache, dass wir s-Prozess-Elemente wie Ba, Sr, La und Ce haben, die durch Neutroneneinfang auf Eisenspitzenelementen gebildet werden, sagt uns, dass diese mindestens zwei Sterne durchlaufen haben.

Dies sind jedoch gewaltige Unterschätzungen. Das Einmischen in das interstellare Medium ist ziemlich effektiv. Das Material, das vor 5 bis 12 Milliarden Jahren von Supernovae und Sternwinden ausgespuckt wurde, hatte vor der Geburt der Sonne reichlich Zeit, sich in der ganzen Galaxie zu vermischen. Turbulenzen und Scherinstabilitäten, angetrieben durch die Winde und Supernovae von massereichen Sternen, sollten Material in galaktischen Längenskalen in einer Milliarde Jahren oder weniger verteilen ( Roy & Kunth 1995 ; de Avillez & Mac Low 2003 ), obwohl lokale Inhomogenitäten mit nahe gelegenen jüngsten in Verbindung gebracht werden Ereignisse können andauern 10 8 Jahre. Wenn dies der Fall ist, dann ist die Sonne das Produkt der ∼ Milliarden Sterne, die starben, bevor sie geboren wurden.

Der Grund, warum Sie mit Ihrem Lebensargument verwirrt sind, ist, dass Sie die Möglichkeit ignoriert haben, dass die Sonne aus Sternen besteht, die gleichzeitig in verschiedenen Teilen der Galaxis lebten. Das Material, das sie gegen Ende ihres Lebens ausgestoßen haben, wurde gerade gründlich durcheinander gebracht.

1 Der Rest wird durch den s-Prozess in AGB-Sternen mittlerer Masse erzeugt; durch Nova-Ereignisse auf Weißen Zwergen; oder vielleicht, im Fall der schwereren Elemente, durch die Kollision von Neutronensternen (siehe diese Frage zu Physik SE ).

2 Ein grober Ausdruck für die Lebensdauer eines Sterns ist 10 ( M / M ⊙ ) − 5 / 2 Milliarden Jahre.

Das macht mehr Sinn. Vielleicht war es nur die Art, wie sie es formulierten, die es verwirrend machte. Das und Zeitskalen dieser Größenordnung sind schwer zu verstehen.
Also, wenn ich das richtig lese, ist die Sonne Teil der dritten Generation von Starts, aber sie hat Millionen von Eltern und Millionen von Großeltern? (Jeder Elternteil ein direkter Vorfahr, ohne Zwischensterne)
@Leliel Es ist die dritte Generation, weil es Atome / Kerne enthält, die sich in mindestens zwei anderen Sternen befunden haben müssen. In der Tat hat es (mindestens) Millionen von Eltern. Aber das Konzept der Großeltern ist schlecht definiert. Es war unwahrscheinlich, dass die Sterne, die in die Elternsterne eingespeist wurden, selbst Sterne der „ersten Generation“ waren. Mir ist klar, dass ich noch etwas klarstellen muss. Die allererste Generation von Sternen hatte keine schweren Elemente in sich.
@RobJeffries Also keine perfekte Analogie. Ich denke, das Konzept des Elternsterns (Großeltern) ist gut definiert, es ist jeder Stern, der Masse zum Elternstern beigetragen hat. Anders als bei Menschen muss ein Großeltern-Star nicht eine frühere Generation als ein Elternteil sein, nur nicht eine spätere Generation? Denn wenn der Großelternteil eine spätere Generation wäre, wäre es wahrscheinlich, dass ein Teil des Massenbeitrags an den Elternteil einige Elemente enthalten würde, die in früheren Star-Generationen nicht möglich waren?
Wenn man bedenkt, dass das OP ein wenig über die Lebensdauer von Sternen und dem Universum spricht, denke ich, dass es nützlich wäre, ein wenig ins Detail über die Lebensdauer der Sterne aus verschiedenen Generationen zu gehen.
@Shane Die Lebensdauer von Sternen der "ersten Generation", auch bekannt als "Population III", ist immer noch Vermutung, da diese Generation von Sternen immer noch hauptsächlich eine theoretische Vorhersage ist. Der grobe Ansatz ist, dass eine höhere Metallizität die Bildung kleinerer (kühlerer) Sterne erleichtert und ein wärmeres interstellares Medium die Bildung größerer Sterne erleichtert, sodass wir im frühen Universum mit einer niedrigen Metallizität + einem warmen Medium erwarten, dass Sterne sehr groß sind, und also sehr kurzlebig. Aber Modelle und Beobachtungen neigen dazu, sich zu unterscheiden. Einige erwarten durchschnittliche Massen von 20-130 M ⊙ , während andere mehrere hundert erwarten.
"Wir können heute keine Beispiele von ihnen sehen." -- je nachdem, was Sie mit "heute" meinen und wie viel Vertrauen Sie wollen :-) Meinem Verständnis nach enthält CR7 mindestens eine Region von Sternen der Population III, die vom VLT beobachtet wurden. Es ist 13 Milliarden Jahre entfernt, was bedeutet, dass dieser entfernte Teil des Universums heute entweder nur wenige hundert Millionen Jahre alt ist oder dass wir etwas beobachten, das nicht existiert, je nachdem, wie Sie zur Gleichzeitigkeit stehen.
@zibadawatimmy Beides bedeutet, dass die Sterne in kosmischer Hinsicht für einen "Augenblick" leben und dann explodieren, also spielt es keine Rolle.
Gibt es eine Möglichkeit, basierend auf der aktuellen Theorie und / oder Modellen zu wissen, wie viel Prozent jedes Isotops im interstellaren Medium aus dem s-Prozess oder dem r-Prozess oder dem Alpha-Prozess oder über andere Prozesse gebildet werden? Wenn zum Beispiel das meiste Sauerstoff-16 im ISM aus Supernovae stammt, wurde es dann durch den Alpha-Prozess im Stern vor oder durch einen anderen Prozess während der Supernova gebildet?
@dualredlaugh das wäre eine ausgezeichnete Frage. Es ist weitgehend ein theoretisches Geschäft, obwohl natürlich Messungen in AGB-Sternen und Supernova-Überresten durchgeführt werden können. Die Antwort auf Ihre letzte Frage ist vor.
Warum wird aus Supernovae vom Typ II kein Kohlenstoff freigesetzt? Vor der Schockwelle befinden sich um den Kern brennende Hüllen aus Kohlenstoff und Helium, die weggeblasen werden könnten. Wird der Kohlenstoff durch die Stoßwellen-Nukleosynthese verbraucht? Wenn ja, warum findet derselbe Prozess nicht für Sauerstoff statt?
@dualredlaugh Neue Frage. Kohlenstoff fehlt nicht. Es hängt auch stark von der Masse und Metallizität des Vorläufers ab.
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