Massiva stjärnors utveckling (M > 8 stjärnmassor)

Transkript

1 Stefan Larsson Massiva stjärnors utveckling (M > 8 stjärnmassor) Nebulosor, Strömgrensfär Superjättar Massförlust, P Cygni-linjeprofiler, LBV (Luminous Blue Variables) Wolf-Rayet (WR) Supernovor, gravitationella ( core collapse ) eller termonukleära Supernovarester (SNR) Gammablixtar Neutronstjärnor, svarta hål Solen och andra stjärnor 7 aug 2006

2

3 Tarantulanebulosan (30 Doradus) är ett gigantiskt,1000 ljusår stort, HII-område (emissionsnebulosa) i vår granngalax LMC. Nebulosan exciteras av heta, massiva stjärnor inne i nebulosan.

4

5

6

7 Strömgrensfär (HII-region): Ett område där väte joniserats av uv-strålningen från en het (T * > K) stjärna. Rosettanebulosan är ett exempel på en Strömgrensfär.

8 Trifidnebulosan För jonisation av vätgasen i ett moln krävs fotoner med hög energi (kort våglängd). Bara de hetaste stjärnorna, O stjärnor, emitterar tillräckligt mycket uv-strålning för att skapa en Strömgrensfär. B stjärnor strålar inte lika intensivt i kortvågigt UV. Deras strålning kan dock reflekteras och ge upphov till en blå reflektionsnebulosa.

9 Superjättar

10 Betelgeuse, Betelgeuse, Bright red star in Orion, Soon I'm told, you'll explode. You're worth keeping my eye one. Peter Jedicke

11 Skillnader gentemot stjärnor med lägre massa 1. Elektronerna I kärnan blir inte degenererade förrän i det sista stadiet när en stjärnans centrala del består av järn. 2. Konvektiv kärna. 3. Massförlust spelar stor roll under stjärnans hela utveckling. 4. Luminositeten är relativt konstant under hela utvecklingen. Stjärnorna rör sig i huvudsak horisontellt i HR-diagrammet

12 Från huvudserien till Helium-förbränning 1. Att kärna är konvektiv innebär att det nybildade heliumet blir jämnt fördelat över kärnan. 2. Efterhand som vätet konsumeras krymper kärnan och blir varmare. Väteförbränning även i skal. 3. Höljet expanderar och stjärnan blir en röd superjätte. Då blir också stjärnans yttre del konvektiv, material från kärnförbränningszonen kan därigenom nå upp till ytan.

13

14 Cepheider

15 Från heliumförbränning till kärnans kollaps 1. Den heliumförbrännande kärnan omges av ett väteförbrännande skal. 2. Trippel-α processen producerar bara en 10-del så mycket energi som väteförbränning gör för samma massa. Fasen med heliumförbränning är därför också bara en 10-del så lång som väteförbränningsfasen. 3. Ingen helium-flash (ingen electron degeneration i kärnan utom förde lägsta massorna). 4. Heliumförbränningen bygger upp en kärna av 12 C and 16 O, omgiven av helium och väteförbrännande skal.

16 Från heliumförbränning till kärnans kollaps 5. Kärnan kontraherar ytterligare, temperaturen stiger och C börjar förbrännas till Ne/Mg. 6. Förbränningen fortsätter successivt till tyngre och tyngre grundämnen ända upp till järn.

17

18 High Mass Evolution With a bang, not a whimper!

19 Massförlust

20 I HR-diagrammet saknas stabila stjärnor i det övre högra hörnet. (ovanför och till höger om den gula kurvan) Under utbrott kan stjärnor som t.ex. η Car dock befinna sig där.

21 η Car ett exempel på Luminous Blue Variable Utbrott under 1800-talet. Varade 25 år. Magnitud 0 (i dag +6) Massutkastning ~10 M Dubbelstjärna? (5,5 år)

22 Modell för massutkastningen från η Car vid dess utbrott

23

24 Ljuseko från V838 Mon År 2002 ökade V838 Mon sin ljusstyrka dramatiskt och blev på några månader en av de ljusaste superjättarna i vintergatan. När strålningen från stjärnan rör sig träffar den omgivande lager av gas som lyser upp. [Avstånd c:a ljusår]

25 Ljuseko från V838 Mon Vi ser ett ljuseko som successivt kommer från gasskikt på större och större avstånd från stjärnan. February 2004 (Obs 2004 bilden roterad jmfr med 2002)

26 Massutflöde från högmassiva stjärnor Massiva stjärnor förlorar massa genom en stark stjärnvind. Vinden drivs av strålningstryck, UV-fotoner från en het luminös stjärna absorberas i en optiskt tjock (=ogenomskinlig) atmosfär. => vindhastigheter upp till 4000 km/s och massförlust på upp till 5 x 10-5 M år -1 Massförlusten har en dramatisk effekt på stjärnans utveckling. De yttre lagren skalas av. Fotoner som sprids mot (ändrar riktning) eller absorberas av atomer ger upphov till ett tryck (strålningstryck) på gasen som accelereras.

27 P-Cygni linje. Emissionen från den expanderande atmosfären är både röd och blåförskjuten. Absorption sker i vinden som rör sig mot oss, alltså blåförskjuten. Det ger linjen dess karakteristiska profil med emission på den långvågiga sidan och absorption på den kortvågiga.

28 Wolf-Rayet stjärnor

29 Wolf-Rayet stjärnor (WR) WR124 Wolf-Rayet stjärnorna är lika varma och blå som O-stjärnorna men uppvisar starka emissionslinjer. De är massiva stjärnor (> 20 M ) med hög massförlust. [Från början > M ] Ytterhöljett har skalats av och vi börjar se de inre lager där kärnförbränningen ägt rum. Troligt utvecklingsscenario: O huvudseriestjärna blå superjätte röd superjätte WR stjärna

30

31 Wolf-Rayet Stjärnor Massiva stjärnor med låg vätehalt i fotosfären. Efter den kraftiga massförlusten har stjärnan blivit av med större delen av sitt yttre vätehaltiga hölje. De massiva stjärnorna förlorar en stor del av sin massa under sin utveckling. Hur mycket är osäkert men här nedanför är exempel på återstående massa för några olika ursprungsmassor. Spectrallinjer från He+N WN C+O+He WC C+O WO Ursprungsmassa

32 Wolf-Rayet stjärnor Har förlorat sitt vätehölje. (M > 40 M eller effekt av dubbelstjärna.) WN WC WO är en utvecklings och mass-sekvens (minskande massa). Massförlusten gör att resultaten från CNO-kedjan, huvudsakligen helium (He) och kväve (N) efter ett tag dominerar i fotosfären. Efter ytterligare massförlust framträder de atomer som producerats av trippel-α processen, kol (C) och syre (O). De WR-stjärnor som har lägst massa slutar som WN, bara de mest massiva WO

33 Många är dubbelstjärnor: WR+OB Omloppsperiod = 220 dagar

34 In summary:

35 Supernovor

36

37 Stjärnans järn-kärna kollapsar Kärnans temperatur ~3-5 miljarder K och består av järn (Fe) Värmestrålningen (gamma) har tillräckligt med energi för att förstöra järn atomkärnor. Energi försvinner => temperatur och tryck minskar. Kärnan imploderar och frigör gravitationell energi. Men, energin är huvudsakligen som neutriner!

38

39 Datorsimulering av supernovaexplotion

40 1. core collapse supernova mechanism pre SN star Fe core inner core 2. proto neutron star infalling outer core outgoing shock from rebounce 3. proto neutron star infalling outer core 4. proto neutron star matter flow gets reversed - explosion stalled shock neutrinos revived shock neutrino heated layer

41 1 second timescale - predicted by B 2 FH & Cameron. Neutron capture on seed nuclei faster than β decay timescale produces trans-fe elements. Responsible for everything heavier than A=209 because of a gap in stable nuclei above 209 Bi. Also responsible for part of lower A nuclei.

42 Radioaktivt sönderfall => gamma-strålning

43

44 Stora Magellanska molnet (Large Magellanic Cloud, LMC)

45 1987A SN i LMC februari 1987 Första synliga för blotta ögat se Keplers SN 1604!

46 Visual Light Curve of SN1987A A Type II Supernova Unlike most type II supernovae, SN1987A resulted from the collapse of a blue supergiant instead of a red supergiant. Rapid rise to maximum brightness ( L Sun ) Initial rapid decline slows down to form a shoulder in the light curve. Shoulder followed by gradual decline. Spectrum contains strong hydrogen emission lines.

47 SN 1987a Kamiokande neutrino detector saw a burst of neutrinos. Confirmation of supernova models.

48 Supernova Rate in the Universe Supernovae are very rare about one to a few every hundred years in any given galaxy because the stars that produce them are rare. But there are billions of galaxies in the universe, Because supernovae are so luminous they can be seen from hundreds of millions of light years away.

49

50

51 Historical (Naked Eye) Supernovae :"Guest Star" in Taurus 1. Observed by Chinese astronomers (late Song dynasty) 2. Visible in daylight for 23 days 3. Visible at night for ~6 months 4. Left behind the Crab Nebula : Tycho Brahe's Supernova : Johannes Kepler's Supernova : SN1987a in Large Magellanic Cloud (nearby galaxy, 150,000 ly. distance) 5. Important supernovae that were influential at the beginnings of modern astronomy. 1. c. 7000BCE: Vela supernova 1. Observed by the Sumerians; appears in legends about the god Ea (?)

52 The Crab Supernova (M1) Exploded 1054 AD Type II SN (single star) Detailed records of Chinese and Japanese astronomers: naked eye object for several months (but no European records!) Ejecta are expanding at 5,000 km/sec Remnant is a pulsar

53 Historical Supernovae Designation Year Distance Type Height I 0.6 Crab I/II Tycho I 0.15 Kepler I 1.2 Cas A II 0.11

54 White dwarf becomes a supernova (Type I) Only happens in binary systems Mass from binary companion flows onto white dwarf When mass on white dwarf exceeds 1.4 Msun, supernova occurs These are called Type I supernovae

55

56

57

58

59

60

61 The Regimes of Stellar Death for stars of different masses Mass < 8 Solar Masses White Dwarf Remnant 8 < Mass (Solar Units) < 15 Hmm, a neutron star or a white dwarf depending on a number of factors Mass > 15 solar masses Supernova leaving neutron star or black hole remnant

62 The Regimes of Stellar Death for core remnants of different masses Core mass < 1.4 solar masses, Star core shrinks down to a white dwarf the size of the Earth. Core 1.4 < mass <3 solar masses, Neutrons bump up against each other to form a degenerate gas. Forms a neutron star about the size of small city. Neutrons prevent further collapse of the core. Core > 3 solar masses : Complete collapse As it collapses, it may momentarily create a neutron star and the resulting supernova rebound explosion. Gravity finally wins. Nothing holds it up. Becomes a black hole

63 Två kolliderande vita dvärgar. Är det ett annat sätt att producera en supernova? En neutronstjärna och en vit dvärg? Fortsättning följer. i morgon