Orienteringskurs i astronomi Föreläsning 8, Bengt Edvardsson

Transkript

1 Orienteringskurs i astronomi Föreläsning 8, Bengt Edvardsson Innehåll: Andra planetsystem Hur hittar man exoplaneter Liv I Universum? Det interstellära mediet, ISM Kalla, varma, heta ISM Olika typer av nebulosor Vätets 21-cm-linje Andra planetsystem (sid. 119) Bild 4.6 sid 124: Planetbildning kring den nybildade stjärnan β Pictoris. Stjärnans ljus (i mitten) har blockerats med speciell teknik. Bilden visar infrarött ljus från stoftet i den planetbildande skivan. Skivan råkar ligga så att vi ser den från kanten. Hur kan man upptäcka andra planetsystem? Bokens upplaga är från 2007, men den börjar redan bli omodern, utvecklingen går jättefort! Aktuella data finns t ex på med listor och diagram eller på (OK ) Direkt observation av extrasolära planeter är mycket svårt. Planeter reflekterar bara en mycket liten del av sin stjärnas ljus och ligger mycket nära stjärnan på himlen. Stjärnans ljus dränker det svaga planetljuset. Dock har man faktiskt lyckats observera planeter runt några få stjärnor och observationsmetoderna blir bättre och bättre, se bild: brun dvärgstjärna med kompanjon: (OK ) Det finns minst fyra indirekta metoder att upptäcka planeter: 1. Astrometriska metoden: stjärnan rör sig ojämnt på himlen 2. Spektroskopiska metoden: spektrum förskjuts regelbundet i våglängd

2 3. Fotometriska metoden: en liten del av stjärnan skyms regelbundet av planeten, vilket medför aningen lägre ljusstyrka Astrometriska metoden (sid. 123): Bilden 6.17 (sid 160) handlar om dubbelstjärnor men principen för planet+stjärna är exakt densamma. Stjärnan och planeten rör sig kring systemets gemensamma tyngdpunkt (GT) och tyngdpunkten ligger mycket närmare stjärnan än planeten. Stjärnans rörelser och hastighet är mycket mindre än planetens. Planeten är för ljussvag för att synas. Metoden bygger på att genom att ta bilder vid olika tidpunkter mäta hur mycket stjärnan förflyttar sig i förhållande till GT. Planetmassan ges av: r*=955 Mp/M* a/r r*= vinkelavståndet från GT i mikrobågsekunder (mikro=10-6 ) M*, Mp= stjärnans och planetens massor (i Sol- resp. Jupitermassor) a= planetbanans medelavstånd från stjärnan i AE r= stjärnans avstånd från oss i pc Planeten får stjärnan att dansa Precis som i dubbelstjärnesystem får planeten stjärnan att röra sig. (Jupiter får Solen att flytta sig ca 1,1 solradier. Jag är ledsen, sade fel igår: mindre värde) Vi ser bara stjärnans rörelse, planeten är för ljussvag Rörelserna är ännu för små för att mätas direkt Spektroskopiska metoden (Bild 4.8 OBS, bilden missvisande, GT ligger alltid på linjen mellan planeten och stjärnan) Rörelsen kring GT orsakar också ändringar i stjärnans radialhastighet (dopplerförskjutning). Hastigheten beror av planetmassan, stjärnmassan, planetens avstånd från stjärnan och banplanets lutning mot synlinjen. Spektroskopiska metoden har tidigare dominerat nyupptäckter. (Bild 6.19 sid 161 visar principen för 2 stjärnor, men är densamma och tyngdpunkten ligger mycket närmare stjärnan än planeten)

3 Liksom i dubbelstjärnesystem ses stjärnans spektrum regelbundet rödoch blåförskjutas. Planetens spektrum är för ljussvagt för att observeras. De flesta kända extrasolära planeter har upptäckts så. Planetens massa ges av: Ekvation sid. 126 i= vinkeln mellan planetens banplan och synlinjen (OBS: i borttappad från ekvationen, ska stå efter cos : cos i ) I figuren 4.10 har antagits att i= 0 (så cos i = 1) Fotometriska metoden: Om planeten passerar framför stjärnan, förmörkas stjärnan litet. Man kan bestämma den s.k. transittiden ur magnitudförändringens varaktighet och sedermera planetens radie, Fig OBS: bildens magnitudaxel felvänd: planeten skymmer ju bort en del av stjärnans ljus (varvid magnituden förstås ökar) Planetsystemet υ Andromedae jämfört med jordgruppsplaneterna, Bild Rymdteleskopet Kepler ( ) finns fortfarande i en egen bana runt solen. Det tog regelbundet bilder av samma stjärnfält och hittade därför de flesta nu kända planeter med den fotometriska metoden, se (OK ) Finns det liv på andra planeter runt andra stjärnor? Flytande vatten är universums bästa lösningsmedel och bör vara en förutsättning för uppkomsten av liv. Det betyder att miljön bör ha en temperatur mellan 0 och 100 grader C. Om det är för varmt kan inte många komplexa molekyler överleva. Om det är för kallt sker kemiska reaktioner för långsamt och molekyler sitter fast i isen Man tänker sig därför att lämpliga planeter bör finnas på lagom avstånd från en stjärna, Bild 4.3, den beboeliga zonen Syrgas och ozon (O 2 och O 3 ) och metan CH 4 anses vara molekyler som kan tyda på liv. Genom att i spektrum söka efter spår av dessa molekyler i stjärnljus som passerat genom framför-passerande planetatmosfärer försöker man hitta planeter med möjlighet till liv

4 Drakes ekvation används för att försöka uppskatta hur många kommunicerbara civilisationer det kan finnas i Vintergatan (sid 122) Projekt SETI (Search for ExtraTerrestrial Intelligence) söker i radiobrus från rymden efter möjliga signaler eller meddelanden... Det interstellära mediet Man brukar grovt indela det interstellära mediet i tre olika faser: kallt, varmt och hett. Naturligtvis finns alla mellanlägen också, men en tabell jag delat ut 7/10 (överkurs) illustrerar gasens typiska egenskaper beroende på temperaturen. Observera att det alltid är omkring 90% väteatomer, 10% heliumatomer och en nypa metaller i det interstellära mediet. Emissionsnebulosor hett t.ex. H II-områden (sid. 196) 1. Joniserade heta gasmoln bestående av alla grundämnen (men som alltid: överlägset mest väte - här joniserat; därav namnet H II ) 2. Exciteras och joniseras av heta (Teff K) stjärnor som får gasen att lysa, främst i emissionslinjer, när den rekombinerar och deexciteras nivå för nivå 3. Ger emissionslinjespektra med starka H och He-linjer (rekombinationslinjer) samt förbjudna linjer t.ex. [O II], [O III], [N II], [S II] (I= neutralt, II= enkeljoniserat, III=dubbeljoniserat, o.s.v.) (Förbjudna emissionslinjer uppkommer endast i ett mycket tunt medium, dvs nära vakuum, förbjuden betyder egentligen att linjebildningsprocessen är mycket osannolik i vanlig tät laboratoriegas - där andra processer är snabbare - men inte lika med noll) Orionnebulosan, Bild 8.10 är vår närmaste stora emissionsnebulosa, avstånd ca ljusår. Den är också vårt närmaste stjärnbildnings-område. (Orionnebulosan innehåller också andra typer av nebulosor, se nedan) Planetariska nebulosor, här NGC6369, bild 7.1, är också emissionsnebulosor. Se bild 5.5. för principen. Även supernovarester skapar emissionsnebulosor där chockvågen drar fram Bild 11.16b: ett typiskt spektrum för en blå galax men också rätt typisk för en emissionsnebulosa. Man ser ett svagt kontinuum samt starka emissionslinjer

5 Supernovarest i Cassiopeja, Bild 8.2 Cas A, rest av år gammal supernova, också emissionsnebulosa med hög expansionshastighet. Smalbandsfilterbilder visar emission av O III (blått) och S II (rött) Andra typer av nebulosor Reflektionsnebulosor varmt (sid. 199) Ljuset från de varma ( K) blå/vita stjärnorna reflekteras (sprids) av stoftkornen i gasen Stoftkornen är små och det kortvågiga blå ljuset sprids mycket mer åt alla håll än det röda. Reflektionsnebulosor ser därför blå ut Stjärnor sedda genom molnet rödfärgas av att en del av ljuset, framförallt blått ljus med korta våglängder sprids bort Detta är samma mekanism som gör himlen blå och solnedgångar röda. Reflektionsnebulosan NGC 1999 (New General Catalogue) nära Orionnebulosan, Bild 8.13 Stjärnan, som tillsammans med stoftkornen orsakar fenomenet, har en effektivtemperatur av ca K, spektraltyp kring A0 Mörka nebulosor kallt (sid. 199) Består av mycket täta (trots det tunnare än det bästa laboratorievakuum) och kalla gas- och stoftmoln. Som alltid mest väte. Vätet är vid låga temperaturer i molekylär form: H 2. Stoftkornen täcks av is: molekyler som fryser fast på deras yta De är idealiska för stjärnbildning Thackerayglobulen IC 2944 (Index Catalogue), Bild 8.14, avstånd 1800 pc (5900 ljusår)

6 Extinktion av ljus (sid. 199), Bild 8.16 Stoft orsakar rödfärgning av objekten samt en minskning av ljusstyrkan. Avrödning behövs innan en analys av stjärnorna kan göras. Tomma rymden i Vintergatans skiva skulle karakteriseras som varmt och mycket tunt interstellärt medium. Hästhuvudnebulosan i Orion, Bild Bakgrundsstjärnor rödfärgas Globulen B68 i Ophiuchus (Ormbäraren) bildar kanske snart en stjärna? (OK Lägg märke till att vid längre våglängder, som infrarött ljus, ser man genom stoftmolnet.) Bilden ej från boken, jämför Bild 8.14) Detta är inte ett svart hål Moln (H, He, metaller på gränsen till kollaps, stoftet skymmer sikten En lagom puff kan starta kontraktionen För stark puff eller strålning löser upp molnet Avrödning med tvåfärgsdiagram (sid. 202), Bild I ett tvåfärgsdiagram plottar man t.ex. (U-B) mot (B-V). Avrödade stjärnor faller längs den gula linjen där icke rödfärgade ** finns. Rödfärgningen från stoftet flyttar stjärnan parallellt med pilen Alternativt kan observationer göras i IR- eller radioområdet där rödfärgningens effekter är mycket mindre Trifidnebulosan (M 20), Bild 8.11 M 20 på ett avstånd av ljusår från oss visar alla tre huvudtyperna av nebulosor: emissions-, reflektions- och mörka Neutrala vätgasmoln (H I-moln) (sid. 202), Bild 8.18 Kvantmekanisk förklaring till uppkomsten av H I:s 21-cm linje (alltså en våglängd i radioområdet)

7 Det tar i genomsnitt 11 miljoner år (sa fel i går: 14 miljoner år) för en elektron att, spontant, byta spinn-riktning från parallell (högre energi) till antiparallell (lägre) Men det finns MÅNGA väteatomer! Genom mycket glesa kollisioner med andra atomer i den tunna gasen kan den få tillbaks sin parallella spinn och åter skicka ut en ny 21cmfoton efter många miljoner år Vintergatans spiralarmar, Bild 9.10 Karta över spiralarmar gjorda från radioobservationer av H I-linjen, 21 cm. Kartan är osäker! Avstånd till gasmolnen bygger på radialhastigheter och (det ganska goda) antagandet att gasmolnen rör sig i cirkulära banor runt Vintergatans centrum likt stjärnorna. Stjärnorna ärver ju gasens rörelser när de bildas men kan sedan påverkas av passager av molekylmoln eller andra stjärnor. Stora mängder av molekylära föreningar T.ex. H2, CO, samt mer komplicerade molekyler som C2H5OH (etanol) och molekylära joner. Molekyler överlever bara vid låga temperaturer, de är känsliga för ultraviolett ljus och kollisioner med andra atomer, joner, molekyler, och kan lätt fastna på stoftkorn De flesta interstellära molekyler upptäcks i radioområdet. Mer komplicerade molekylära föreningar hittas nu och då i Universum Alltid vakuum! I jämförelse med vad vi har på Jorden är även de tätaste kalla molekylmoln extremt vakuum. De är bara så ofantligt stora att ljuset inte tränger igenom mellan alla stoftpartiklar Kalla moln (tunna) Varma moln (tunnare) Hett medium (mycket tunnt!) Intergalaktiskt medium (extremt tunt och hett) strålar i röntgenljus

8 Stav-spiralgalaxen M 109 i Stora Björn, Bild 10.5 sid 224, befinner sig ca 15 miljoner pc (50 miljoner ljusår) från Vintergatan. Den är i ständig rörelse, turbulens och differentiell rotation rör om i gasen, tät gas bildar nya stjärnor i spiralarmarna där gas svalnar och kontraherar, heta stjärnor förgasar stoftpartiklar till tunn gas igen och skapar H II-områden i spiralarmarna...