Översiktskurs i astronomi

Transkript

1 Översiktskurs i astronomi Lektion 9: Stjärnors födelse f och dödd Det interstellära ra mediet Emissionsnebulosor Reflektionsnebulosor Mörka nebulosor Stoft Neutralt vätev Molekyler Stjärnbildning Stjärnors slutstadier Vita dvärgar Supernovor Neutronstjärnor rnor Svarta hålh Det kosmiska kretsloppet Upplägg Vad består det interstellära ra mediet av? Gas (ca 99%) Mest väte (~65 75%) & Helium (~25 35%), samt ett par procent metaller. Uppträder i form av: Atomer Molekyler Joner & elektroner Gas Vad består det interstellära ra mediet av? Stoft (ca 1%) Fruset H 2 0 och andra molekyler Silikater Grafiter Stoftslöja Orionnebulosan i närbildn Orionnebulosan Orionnebulosan är r vårv närmaste emissions nebulosa, avstånd ca ljusår. Den är r också vårt närmaste n stjärnbildningsomr rnbildningsområde. de. 1

2 Emissionsnebulosor (HII( HIIområden) Emissionsnebulosor Gasmoln bestående ende av de flesta grundämnen (men mest väte). v Exciteras och joniseras av heta (T( eff K) stjärnor som får f r gasen att lysa. Kallas även HIIomr områden HI = Neutralt väte HII = Joniserat väte Reflektionsnebulosor Reflektionsnebulosor Ljuset från n stjärnorna reflekteras av stoftet mellan dem. Stoftkornens storlek motsvarar ungefär r våglv glängden för f r visuellt ljus och det kortvågigare blå ljuset sprids mer än n det röda, r vilket är r orsaken till att reflektionsnebulosor ser blå ut (ett fenomen liknande det som ger himlen dess blå färg). Mörka nebulosor Stoftextinktion är r våglv glängdsberoende Består r av mycket täta t ta stoftmoln Utsläcker ljuset från bakomliggande ljuskällor llor Är r idealiska för f stjärnbildning Stjärna Strålning Radio IR Visuellt UV Stoft IR och radiostrålning påverkas mindre av stoft än vad visuell/uvstrålning gör Neutrala vätgasmoln v (HI( HImoln) När r en övergång till det lägre l energitillståndet ndet sker kommer energiskillnaden ut i form av en foton vid våglängden 21 cm. Det tar i genomsnitt 11 miljoner år r för f r en elektron att, spontant, byta riktning. Molekyler T.ex. H 2, CO,, samt mer komplicerade molekyler som C 2 H 5 OH (etanol). Observeras ofta i radioområdet. det. Nya, mer komplicerade, molekylära föreningar f hittas med jämna j mellanrum i universum. 2

3 Var föds f stjärnor? Villkor för f r stjärnbildning Både observationer och modellberätkningar visar att stjärnor bildas ur mörka, m kompakta molekylmoln när n dessa (eller delar av dessa) drar sig samman under sin egen gravitation. Trifidnebulosan uppvisar alla tre typerna av nebulosor; emission, reflektion och mörk. m Carinanebulosan ett typiskt stjärnbildningsområde (avstånd ca 8000 ljusår) 1. Ett långsamt l roterande molnfragment börjarb kontrahera, t.ex. som följd f av någon n yttre påverkanp som en chockvåg g från n en supernovaexplosion eller dylikt. På ca år r byggs en massa av 1M1 upp om temperaturen i molnet är r T ~ 10K. Under detta tidiga skede är r molnet genomskinlig för f r infraröd d (IR) strålning och T stiger därfd rför r inte. IRstrålning (Låg) 2. Rotationen motverkar infallet, mest i ekvatorsplanet, och klumpen börjar b plattas av. En s.k. ansamlingsskiva av gas och stoft bildas. För r en massa av 1M1 har den en radie av ca. 400 A.E. 3. När N r massan i den centrala delen har vuxit till ca M börjar gasen där d r bli ogenomskinlig även för f IRstr strålningen och T i centrum börjar b stiga. Objektet kan nu ses som en IRkälla och vi har fått f en protostjärna. rna. IRstrålning (hög) 3

4 4. Efter hand stiger temperaturen i centrum till sås höga värden att spontana termonukleära ra reaktioner kan starta (vid miljoner K). Protostjärnan rnan har nu blivit en premainsequence stjärna rna,, d.v.s. en stjärna som ännu inte kontraherat ner till huvudserien i HRdiagrammet. En kraftig vind börjar b nu blåsa ut från n stjärnan. Enligt en modell kanaliseras den längs l med ansamlingsskivans magnetfältslinjer och infallet upphör r nu successivt. Jetstrålar 5. SåS småningom blåser stjärnvinden hål h l i det omgivande molnhöljet, ljet, där d r tjockleken är r minst. En sådan s stjärna kallas TTauristjärnarna om massan är mindre än n 2M2. De kraftiga jetstrålarna ger upphov till s.k. HerbigHaro Haro objekt när n r de exciterar och joniserar det interstellära ra mediet. HerbigHaro Haro objekt Stjärnbildning fortplantar sig genom ett molekylmoln Utvecklingen till huvudserien i HR diagrammet Under protostjärnestadiet rnestadiet alstras energin nästan n enbart av att E grav E term. Ankomsten till huvudserien (ZAMS=Zero( Age Main Sequence,, Nollårshuvudserien) markerar tidpunkten då kontraktionen upphör r och termonukleära ra fusionsprocesser startat påp allvar i kärnan. k 4

5 Var stjärnan som markerade Jesus födelse en nyfödd stjärna rna? Knappast Andra tänkbara förklaringar: Uppradade planeter Komet Nova Supernova Stjärnors slutstadier En stjärnas massa avgör r dess öde. Möjliga M utvecklingsvägar: gar: Planetarisk nebulosa vit dvärg ev. supernova typ Ia Supernova typ II neutronstjärnarna Supernova typ II Svart hålh Vita dvärgar Förutom den planetariska nebulosan återstår r en extremt tät t t kärna k med temperatur K eller till och med högre, som svalnar till svart dvärg efter några n tiotals miljarder år. Vita dvärgar i dubbelstjärnesystem kan ge upphov till Supernovor typ Ia Vägen fram till en supernova typ II Den inre strukturen hos en mer massiv stjärna när vätet börjar ta slut Förbränning av Väte Helium Kol Neon Syre Kisel Kärnkollaps Kärnstuds Supernova Utvecklingen för f r en stjärna med en massa av 25 M på nollårshuvudserien (endast kärn förbränning). Huvudserie massa (M ) 0,4 0, Kärnans temp (K) , , , , , Stadiets längdl år år 500 år 1 år 5 månaderm 1 dag 0,25 sek 0,001 sek Supernovor av typ II Föregångaren tros vara massiv superjätte. När N temperaturen i kärnan k inte räcker r till för f r att fortsätta tta fusionen kollapsar kärnan. k Utvecklingen för f r en stjärna av 25 M på nollårshuvudserien: Efter 1/10 sekund: Vid kollapsen hettas kärnan k upp (T c K). Detta skapar energirika γfotoner Fekärnor bryts upp till Hekärnor (s.k. fotodisintegration). Efter 2/10 sekunder: Densiteten ökar e+p n+ n+ν,, och fler neutriner produceras och emitteras från kärnan som kyls och kontraherar ytterligare. 5

6 Efter 0.25 sekunder: Nukleära densiteter uppnås s ( kgm 3 ), kollapsen av kärnan k upphör r (ca 20 km i diameter). Ovanliggande lager av stjärnan fortsätter tter att kollapsa med en hastighet av upp till 15% av ljushastigheten kärnstuds. Kollisioner sker med infallande material chockvågor rör r r sig mot ytan. Efter några n timmar: Chockvågorna når n r ytan och allt utom kärnan k kastas ut i rymden. Kvar blir en neutronstjärna rna eller ett svart hål. h SN 1987A (typ II) i Stora Magellanska Molnet (avstånd: ljusår) Efter en supernova typ II: Neutronstjärnor rnor Magnetfältet finns redan sedan tidigare när neutronstjärnan rnan bildas Under kollapsen: Magnetfältet förstärksrks Rörelsemängdsmomentets bevarande extremt snabb rotation Neutronstjärnan rnan agerar som en elektrisk generator där d r laddade partiklar kastas ut längs l de magnetiska polerna. Vi ser en pulsar om vi befinner oss i strålens riktning. Pulsaren i Krabbnebulosan Finns i Oxens stjärnbild. Dokumenterades av kineser år r Finns påp ett avstånd av ljusår. Nebulosans diameter är r ca 10 ljusår. Pulsaren i Krabbnebulosan, påp och av Efter en supernova typ II: Svarta hålh Svarta därför r att de är r sås täta ta (oändligt täta) t ta) att inte ens ljuset slipper ut. Einstein skulle uttrycka det som att rumtidstrukturen kring ett svart hål h är r oändligto krökt. kt. Teorin baserar sig påp Einsteins allmänna relativitetsteori (1916). 6

7 Svarta håls h egenskaper Ett ickeroterande svart hål h kännetecknas av en singularitet och en händelsehorisont. Svarta håls h egenskaper Ett svart hål h l roterar förmodligen f ergoregionen. Händelsehorisonten ges av Schwarzschildradien: R Sch = 2Gm/c 2 m = massan, c = ljushastigheten, G = gravitationskonstanten. Som exempel är Schwarzschildradien hos ett svart hål h l av 10 M endast 30 km! Svarta håls h tre (teoretiskt) bestämbara kvantiteter Massa. Mäts genom att placera en satellit i omloppsbana runt hålet h och bestämma omloppstiden. Elektrisk laddning. Man mäter m det elektriska fältet f kring hålet, h troligtvis är r laddningen lika med noll. Kan svarta hål h l upptäckas? De borde ge upphov till gravitationslinseffekter.. Vi vet att de existerar, men finns de några n där d r svarta hål är r upphovet? Rörelsemängdsmoment (om ergosfär finns). Placera två satelliter i motsatt omloppsbana runt hålet och jämfj mför omloppstiderna loppstiderna. Kan svarta hål h l upptäckas? Borde ge upphov till stark röntgenstrålning (Xrays). Stark kandidat är Cygnus X1. Flera andra har observerats påp senare tid. Gas sugs in från n en grannstjärna, rna, upphettas genom friktion vilket ut sänder röntgenstrr ntgenstrålning. Det kosmiska kretsloppet Stjärnorna dör d r och exploderar som supernovor om de är r tillräckligt massiva. Materialet sprids även via planetariska nebulosor och stjärnvindar. Nästa generation stjärnor föds f dåd ur gas och stoft som är r mer anrikat påp tyngre grundämnen. Dessa stjärnor bygger i sin tur upp mer av tyngre grundämnen. Denna cirkulation av anrikat stjärnmaterial från generation till generation kallas det kosmiska kretsloppet. 7