Orienteringskurs i astronomi Föreläsning 6, Bengt Edvardsson

Transkript

1 Orienteringskurs i astronomi Föreläsning 6, Bengt Edvardsson En solliknande stjärnas utveckling (sid. 154) En stjärna tillbringar 80-90% av sin livstid på huvudserien (= dvärgstadiet). Under denna fas förflyttar sig stjärnan sakta uppåt från huvudserien. Det beror på att H omvandlas till He i centrum, medelmolekylvikten ökar och gastrycket minskar enligt ideala gaslagen (Pg 1/µ). 8 partiklar [4 protoner och 4 elektroner] blir 3 [1 heliumkärna och 2 elektroner]. Kärnan trycks ihop och hettas upp och fusionsprocesserna snabbas upp. Till slut (för Solen om ca 5 miljarder år) är vätet slut i kärnan som då består av nästan rent helium och börjar dra ihop sig ytterligare när inga kärnreaktioner sker. Frigjord gravtiationsenergi hettar då upp kärnan. Kärnan blir snart så het att förbränning av H startar i ett skal runt kärnan (CNO-cykeln), stjärnan lämnar huvudserien och rör sig uppför röda jättegrenen genom att ytterlagren sväller upp och svalnar: Uppåt till höger i HR-diagrammet. Heliumkärnan tilltar i massa av vätet som förbränns runtom och kontraherar allt mer, kärnans temperatur ökar ytterligare. När temperaturen till sist nått ca. 100 miljoner K och stjärnan nått toppen på röda jättegrenen startar He-förbränning i kärnan genom 3α processen. För stjärnor med M < 1,5 MSolinleds detta med en He-flash: Sammanpressningen är enorm, elektronerna är degenererade (Paulis uteslutningsprincip), temperaturen kan stiga okontrollerat utan att trycket påverkas, en runaway-effekt som kallas He-flash. I princip nästan exploderar kärnan i en serie detonationer, men ytterlagren dämpar effekten så att det inte syns på ytan.

2 Vid den högre temperatur som blir resultatet blir gasen ideal igen, kärnan expanderar och kyls, energiproduktionen blir stabil (He C (+O) i kärnan och H He i ett skal längre ut). Stjärnans ytlager krymper en del och stjärnan lägger sig på horisontalgrenen, se bild Där ligger den under det mesta av livets slutskede. Till slut tar He slut i kärnan som då består av C och O. Kärnan krymper ihop och hettas upp. He tänds i ett skal runt kärnan. Skalförbränning av H i ett yttre skal sker omväxlande med He i ett inre skal. Förbränningstakten ökar hela tiden och luminositeten ökar ytterligare. Stjärnan sväller upp igen, blir rödare igen och rör sig uppför asymptotiska jättegrenen (AGB, Asymptotic Giant Branch). I centrum växer en kärna av kol och syre, askan av helium-förbränningen. För en stjärna med låg till medelstor massa (mindre än ca. 8 solmassor) är slutet nära, den blir inte tillräckligt het i kärnan för att kol ska börja förbrännas till tyngre grundämnen. Kolkärnan bara växer. Stjärnan blir instabil och genomgår en fas av termiska pulser (med en period på några tusen år) innan den blåser ut sitt ytterhölje i en supervind. Gasen som strömmat ut kallas en Planetarisk Nebulosa (en sorts emissionsnebulosa, Bild 5.1 sid 130 och Göran visade er nog en annan i går) och syns under några tiotusental år medan den expanderar, svalnar och tunnas ut, kärnan benämns nu vit dvärg, har ett svartkroppsspektrum som toppar i det ultravioletta våglängdsområdet, är stor som Jorden och svalnar sakta under flera miljarder år. I nebulosans spektrum kan man se emissionslinjer av alla nya atomslag som skapats i stjärnans AGB-fas (många fler än vad som nämnts här). Den vita dvärgen ger ett nästan perfekt svartkroppsspektrum. Utvecklingen för massiva stjärnor (sid. 158) Stjärnor med högre huvudseriemassor än ca 8 gånger solens blir hetare i kärnan och gör från början H He i CN-cykeln. Efter huvudserien gör 3αprocessen 3 He C (och 1He+1C en del O). Temperaturen är sedan högre än den någonsin kan bli i lättare stjärnor, tyngre atomkärnors Coulombkrafter kan övervinnas och atomkärnor kan genomgå fusion i ytterligare

3 flera steg. Stjärnan liknas ibland vid en lök, med flera olika skal av grundämnen. Bild 7.6 sid Gränsen går omkring järn-nickel i periodiska systemet, 28Ni56 som är en instabil isotop, men så starkt bunden att ingen mer energi kan utvinnas. Till sist blir kärnan så tung att den kollapsar under sin egen gravitation. Mer om detta senare. Tabell 6.2. Livstider på huvudserien (sid. 159) Stjärnornas livstider är mycket starkt beroende på deras massa. Massiva stjärnor lever mycket korta liv: Livstiderna, t, på huvudserien är ungefär: t 1/M2,5 där M är massan (sid. 158). D v s en stjärna med 10 gånger större massa lever bara 1/300 så länge på huvudserien. De allra lättaste stjärnorna förväntas leva i hundratals miljarder år; mycket längre än Universums nuvarande ålder av knappt 14 miljarder år. (Solen är nu 4,65 miljarder år och förväntas lämna huvudserien och bli jätte om ca 5 miljarder år.) Teoretiskt HR-diagram för olika stjärnors utveckling efter dvärgstadiet (=huvudserien), Bild Varje linje visar utvecklingen för en viss massa. Hur bestäms (mäter man) stjärnornas massor? (sid. 160) Direkt massbestämning: Utnyttjar hur kroppar påverkar varandra genom gravitationen. I många fall kan man observera hur dubbelstjärnor rör sig kring sitt gemensamma tyngdpunktscentrum (Bild 6.17), eller t o m planeters rörelser runt stjärnor. Ju större banor och ju kortare omloppstid desto högre totalmassa för dubbelstjärnan. Indirekt massbestämning: 1) Jämförelse med stjärnmodeller: Om man bestämmer effektivtemperatur och luminositet från observationer, så kan man placera in stjärnans data i det teoretiska HR-diagrammet och jämföra med teoretiska utvecklingsspår från modellberäkningar (Bild 6.15). 2) Bild 6.18: Mass-luminositets relationen klan tas fram ur data för stjärnor med känd massa och luminositet. Den kan bara användas för dvärgar

4 (=huvudseriestjärnor) (L proportionell mot M3,5 inritad). Hur lätta och tunga, kan stjärnor bli? Stjärnor tros existera i intervallet ca. 0,08 - ca 100 MSol. Lättare objekt än 0,08 MSol blir inte tillräckligt heta i kärnan för att starta varaktiga termonukleära fusionsreaktioner, utan kallnar snabbt. De kallas bruna dvärgar. Tyngre stjärnor förväntas bli för instabila och bantar snabbt innan de kommer till huvudserien genom att kasta av sig gas från ytan. Stjärnor bildas i mörka molekylmoln I galaxen M83 (bild 9.9) ses mörka molekyl- och stoftmoln längs spiralarmarna Nära dessa ser man unga heta stjärnor som skapar emissions- och reflektionsnebulosor, s k H II-områden (romersk 2a, joniserat väte) Heta stjärnor har stor massa och lever korta liv och finns därför bara nära spiralarmarna där de nyligen bildats. Detta gör att spiralarmarna framträder tydligt i spiralgalaxer Örnnebulosan, M16 (bild 8.3) är ett stjärnbildningsområde i vintergatan, avstånd ca 6500 ljusår Villkor för stjärnbildning (sid. 191) Stjärnor bildas ur mörka, kalla (10-30K), kompakta molekyl- och stoftmoln när dessa (eller delar av dessa) drar sig samman under sin egen gravitation. (Fortfarande nästan vakuum.) För att kontraktionen ska vara möjlig krävs att molnet har en minsta massa som kan övervinna motståndet från den termiska rörelsen (gastrycket). Denna massa kallas Jeansmassan, MJ: (Se ekvationen på sid 191 där T är temperaturen i K, n antalet partiklar per m3 och µ (grekiska bokstaven my) är medelmolekylvikten i kg. I kalla molekylmoln dominerar molekylärt väte, H2 som inte är samma sak som HII, se ovan. Temperaturen måste vara väldigt låg för att Jeansmassan inte ska bli orimlig.)

5 Stjärnbildning i fem steg (sid. 193) 1. Ett omärkligt roterande moln av väte, helium och litet av alla andra grundämnen i form av gas och stoftpartiklar börjar kontrahera. Under detta tidiga skede är klumpen genomskinlig för infraröd (IR) strålning som slipper ut under det att molnet kontraherar. T stiger därför inte (jmf. Jeansmassan) och objektet är väldigt ljussvagt och kallt. Kontraktionen höjer trycket och densiteten i gasen och det ökande trycket motverkar kontraktionen. Energin (värmen) kommer från frigjord gravitationsenergi (s k potentiell energi) som alltså strålas ut i form av infrarött ljus vilket kyler gasen och låter kontraktionen fortsätta. Dessa objekt kan observeras i IR-ljus. 2. Den ständigt tilltagande rotationshastigheten motverkar infallet i ekvatorsplanet och klumpen börjar plattas av. En s.k. ansamlingsskiva av gas och stoft bildas runt den centrala allt tätare kärnan. 3. När massan i den centrala delen har vuxit till ca 0,01 M sol börjar stoftet där bli ogenomskinlig även för IR-strålningen och T i centrum börjar stiga. Vi har fått en protostjärna som är ogenomskinlig och helt konvektiv, konvektionen transporterar ut energin till ytan. När T stiger ökar också Jeansmassan och infallet i de centrala delarna avtar. Objektet strålar nu starkt i infrarött ljus. 4. Efter hand stiger temperaturen i centrum till så höga värden att de första spontana termonukleära reaktionerna kan starta, 1H2+p 2He3+energi (vid 4-5 miljoner K). 1H2 kallas också tungt väte eller deuterium och finns i mycket små mängder i det interstellära mediet. Protostjärnan har nu blivit en pre-main-sequence -stjärna och liknar en röd jättestjärna, men den är dold i omgivande molnrester. En kraftig vind börjar nu blåsa ut från stjärnan. Den kanaliseras längs rotationsaxlarna där ansamlingsskivans magnetfältslinjer snurras ihop och sticker ut från polerna. Infallet upphör nu successivt. 5. Så småningom blåser stjärnvinden hål i det omgivande molnet.

6 En sådan stjärna kallas T-Tauristjärna om massan är mindre än 2 M sol. Jetstrålarna av joniserad gas ger upphov till s.k. Herbig-Haro objekt när de exciterar och joniserar det interstellära mediet (se bild 8.6). En möjlig mekanism bakom jetstrålarna presenteras i bild 8.5 Proplyder, bild 8.7 Många exempel på protostjärnor, inbäddade i stoftskivor, har observerats. Dessa skivor kallas proplyder (från engelskans protoplanetary disk ). Proplyden i bild 8.7a (i Orion) har en diameter av 17 ggr. solsystemets. Planeter bildas tidigt i skivan I den tjocka ogenomskinliga skivan finns mycket stoft, is-täckta föreningar med kisel, järn, magnesium etc, små som cigarettrökspartiklar. I skivan är banorna nästan cirkelrunda och hastigheterna keplerska, snabbast innerst I skivan börjar dessa klumpa ihop sig (koagulera) och bilda större fasta kroppar Dessa växer till sig och bygger upp planeter I den inre skivan är strålningen och temperaturen för hög för att flyktiga ämnen ska bindas till planetesimalerna, där bildas steniga planeter (som Merkurius, Venus, Jorden och Mars) I de yttre delarna drar planetesimalerna så småningom också till sig flyktiga ämnen som väte och helium och där byggs gasformiga jätteplaneter med små fasta kärnor Stjärnbildning är smittsamt När stjärnbildning börjar påverkar den omgivningen Vindar från nya stjärnor kan komprimera gas och hjälpa den uppnå Jeansmassan Strålning och vindar kan också stoppa vidare stjärnbildning i området genom att de blåser bort och hettar upp gas och stoft i molnen innan den hinner bilda fler stjärnor. Bara områden som hunnit uppnå tillräckligt hög täthet överlever den heta unga stjärnans våldsamma framfart

7 Här finns en liten film om hur en chockvåg från en supernova startar stjärnbildning i ett kallt moln: (Kollad ) OBS att på youtube tycks det finnas fler felaktiga och avsiktligt missledande filmer än det finns bra filmer. Tro inte på hälften av vad som påstås. Stjärnor bildas vanligen i större eller mindre hopar - stjärnhopar Hästhuvudnebulosan i Orion, bild 8.15, sid. 201 Strålningen joniserar gasen på ytan av det kalla molnet och sublimerar (förgasar) stoftkornen Utvecklingen till huvudserien i HR-diagrammet Under protostjärnestadiet frigörs energi till stor del av att gravitationell energi från sammandragningen omvandlas till termisk energi =värme (och hälften av värmen strålas ut i rymden). På vägen mot huvudserien börjar kärnreaktioner succesivt att frigöra energi. Ankomsten till nollårshuvudserien (ZAMS = Zero Age Main Sequence) markerar tidpunkten då stabil termonukleär fusion fungerar i kärnan (p-p-kedjan för lättare stjärnor eller CN-cykeln för mer massivare M > ca 1,25 Msol). Det inre av en stjärna av ca 25 Msol Tabell 7.2. Utvecklingen för en stjärna med en massa av 25 Msol på nollårshuvudserien (endast förbränningingen i själva kärnan listas, förbränning i flera yttre skal sker dessutom) (sid. 170 och bild 7.6). Supernovor av Typ II (sid. 172) När järnkärnans massa blir tillräckligt stor räcker inte gastrycket till för att hålla emot gravitationen; kärnan kollapsar. Slutet för en stjärna av från början 25 Msol : Efter 1/10 sekund: Vid kollapsen hettas kärnan upp (Tc omkring K). Detta skapar energirika gammastrålningsfotoner. Fe-kärnor bryts upp till He-kärnor och fria neutroner (s.k. fotodisintegration).

8 Efter 2/10 sekunder: Densiteten och temperaturen ökar och även He-kärnorna fotodisintegreras. Elektronerna pressas in i protonerna e+p n+ν (neutriner), och enorma mängder av neutriner produceras och emitteras från kärnan som kyls och kontraherar ytterligare. Efter 1/4 sekunder: Nukleära densiteter uppnås ( kgm-3), materian blir oerhört styv (neutrongasen degenererad) och kollapsen av kärnan upphör plötsligt (ca. 20 km i diameter) s k kärnstuds. Kärnan blir en enda gigantisk atomkärna av bara neutroner. Ovanliggande lager av stjärnan faller in och möter den studsade kärnan. Chockvågen styrkt av den enorma neutrinopulsen rör sig mot ytan. Efter några timmar: Chockvågorna når ytan och allt utom kärnan kastas ut i rymden. Kvar blir en neutronstjärna eller ett svart hål om neutronkärnan är tillräckligt tung så att den igen kollapsar i sig själv. Bild 7.10 visar SN 1987A (typ II) i Stora Magellanska Molnet (avstånd: 50 kpc eller ljusår). Till höger ses området några år före explosionen. Bild 7.11 några år efter utbrottet. Nästa supernova typ II i vår närhet? Kanske Eta Carinae. Fick ett utbrott under mitten av 1800-talet. Stjärnans massa tros vara minst 100 Msol, Bild Eller Betelgeuse i Orions stjärnbild, övre vänstra axeln, avstånd: 427 ljusår. Eller kanske IRAS i stekta ägg-nebulosan, (Kollad OK ) Dessa 3 och många andra mindre kända kan explodera vilket årmiljon som helst nu. Massiva stjärnor (M > 8-10 Msol) Skapar det mesta av lätta grundämnen, t ex syre, magnesium, kisel och kalcium i Universum samt många av de allra tyngsta grundämnena, bl a

9 guld och uran. De levereras dels i starka stjärnvindar efter huvudseriefasen och dels i supernovaexplosioner av Typ II vilka bygger upp tunga atomkärnor. Lätta & medeltunga stjärnor (M < 8-10 Msol) Skapar mycket kol och kväve samt många av de tunga grundämnena, t ex barium och bly. Dessa levereras i starka stjärnvindar när stjärnan klättrar på asymptotiska jättegrenen, och spektakulärt genom planetariska nebulosor. Supernovaexplosioner av Typ Ia (som är exploderande vita dvärgar som tidigare var just lätta & medeltunga dubbelstjärnor ) skapar det mesta av järn-gruppsatomerna. Blott en liten bråkdel av alla dubbelstjärnor blir SN Ia. Supernovor som avståndsmätare (sid. 174) Supernovor kan lysa lika starkt som en hel galax under några dagar. Mätning av ljuskurvan (magnitudens beroende av tiden) eller supernovans spektrum visar vilken typ av supernova som observeras, Bild 7.9. Supernovor, särskilt Typ Ia (exploderande vita dvärgar) är väldigt lika varandra (olika SN Ia skiljer bara ca 10% i maximal ljusstyrka) och är därför utmärkta standardljuskällor med känd maximal absolutmagnitud. De syns över nästan hela Universum. Här används avståndsformeln igen. Neutronstjärnor (sid. 178) Består av en neutrondegenererad gas efter SN II-explosionen. Bevarandet av rörelsemängds-momentet (ges av L=mωr2) leder till en fruktansvärt snabb rotation. Många varv i sekunden, de snabbaste med mer än 100 varv/s! och detta med en radie av någon mil! Magnetfältslinjerna packas också tätare under kollapsen vilket ökar magnetfältets styrka enormt Laddade partiklar kastas ut längs de magnetiska polerna. Vi ser en pulsar om vi befinner oss i strålens riktning en gång per varv. Bild 7.15 Pulsaren i Krabbnebulosan, Bild Supernovan dokumenterades av kineser år Finns på ett avstånd av 6500 ljusår Nebulosans diameter är nu ca 10 ljusår. (Expansions-hastigheten alltså 1/100 c.)

10 I nebulosans spektrum syns emissionslinjer av nyskapade grundämnen Pulsaren i centrum roterar 30 varv per sekund! Svarta hål (sid. 181) De är så täta (teoretiskt sett oändligt täta) att inte ens ljuset slipper ut Vår kunskap om svarta hål baserar sig på Einsteins allmänna relativitetsteori (1916) Svarta håls tre egenskaper Ett icke-roterande svart hål kännetecknas av en singularitet och en händelsehorisont Händelsehorisonten ges av Schwarz-schildradien, sid Ett svart hål roterar säkerligen, då tillkommer ergoregionen, ett område där inga stabila banor finns. Kan svarta hål upptäckas? 1) Kompakta och massiva kroppar med hög hastighet borde påverka rumtiden så pass mycket att vågor uppstår. Svarta hål i tajta dubbelstjärnesystem skulle kunna ge upphov till mätbara gravitationsvågor Gravitationsvågor rör sig med ljusets hastighet Problemet är att de alstrar väldigt lite energi och är därför svåra att detektera. Dock fintrimmas nu gravitationsvågsobservatorier, så kanske snart... En indirekt upptäckt av gravitationsvågor 1974 upptäckte Hulse och Taylor ett neutronstjärnepar på endast 2,8 Rsol avstånd från varandra Periodiciteten är 7,75 timmar och de rör sig kring varandra med en hastighet av 10% av ljushastigheten Om de enligt relativitetsteorin sänder ut energi i form av gravitationsvågor borde de närma sig varandra vilket leder till att perioden minskar

11 Detta har faktiskt observerats Kan svarta hål upptäckas? 2) De borde ge upphov till gravitationslinseffekter. Vi vet att de existerar, men finns det några där svarta hål är upphovet? Multibilder, ringar. Ljus böjs av gravitationen. Detta observerades redan på 1920-talet genom observationer av stjärnor nära solranden under en solförmörkelse, vilket var en tidig succé för relativitetsteorin. Einsteinkorset, Bild En massiv galax på avståndet 400 miljoner ljusår ger upphov till fyra bilder av en kvasar, 8 miljarder ljusår bort. (Obs inget svart hål utan en galax inblandat i denna demonstration av effekten) Massiva galaxhopar ger ofta upphov till böjningar av bilder av mycket mer avlägsna galaxer, man ser koncentriska bågar, delar av s.k. Einsteinringar. Dessa kan användas för att äta galaxhoparnas massor Kan svarta hål upptäckas? 3) Borde ge upphov till stark röntgenstrålning (X-rays), stark kandidat är Cygnus X-1. Flera andra har observerats på senare tid. Gas sugs in från en grannstjärna, upphettas genom friktion mot sig själv vilket alstrar röntgenstrålning innan gasen faller in i objektet. Illustration Bild 7.21 Det finns 2 huvudtyper av Supernovor. Den ena är orsakad av kärnkollaps i slutstadiet av en massiv stjärnas liv, kallas ofta Typ II, och den andra är en vit dvärg som uppnår Chandrasekharmassan 1,4 Msol när material från dess dubbelstjärnekompanjon, en röd jätte, faller ner. Detta gör hela stjärnan instabil så att den exploderar (kol-syre-fusionsbomb), dessa kallas Typ Ia Restprodukter av stjärnutveckling (sid. 167) Vit dvärg om MHuvudserie 8 Msol. Vita dvärgen < 1,4MsolRadie ungefär som jordens Neutronstjärna om 8 <MHuvudserie< 30 Msol(?). Neutron-*n Msol Radie ca 10 km.

12 Svart hål om MHuvudserie 30 Msol (osäkert). Svarta hålet > 3 Msol Schwarzschildradie ca 30 km. (Kollad, OK ) Vita dvärgar (sid. 168) Efter den lätta till medelmassiva stjärnans liv (0.1-8 Msol) finns förutom den planetariska nebulosan en vit dvärg med massa omkring 1/2 Msol. Dess heta UV-strålning joniserar gasen och får nebulosan att lysa under några tiotusentals år när gasen rekombinerar och deexciteras. Nebulosan lyser med ett emissionslinjespektrum, den vita dvärgen är en nästan perfekt svartkropp (fast den är vit). Efter en tid har gasen och stoftet i emissionsnebulosan tunnats ut och kommit så långt från den vita dvärgen att det inte syns. Vita dvärgen består av resterna efter He-förbränningen (C + O) och desss temperatur K eller till och med högre. Den svalnar till svart dvärg efter några tiotal miljarder år. En konsekvens av elektrondegenererad materia Intressant egenskap hos vita dvärgar: Deras radier minskar med ökad massa och skulle gå mot noll (bli ett svart hål) vid Chandrasekharmassan 1,4 Msol se Fig. 7.4 om den inte exploderade först Vad innebär detta? Ju mer massa man skottar in i en vit dvärg desto mindre blir den! Om den är på väg att uppnå 1,4 Msol i verkligheten händer istället något annat därför att hela objektet detonerar som en supernova av typ Ia och skapar massor av järn och liknande grundämnen Vita dvärgar i HR-diagrammet Schematiskt utvecklings spår för en vit dvärg finns i Bild 7.3. Vita dvärgar i den klotformiga stjärnhopen M4, Bild 7.5 Hopen och alla dess stjärnor har en ålder av miljarder år och ligger ca ljusår från oss i stjärnbilden Skorpionen. De vita dvärgarna är heta och har ett starkt svartkroppsliknande spektrum, stor flux per areaenhet. Dock är de så små (ungefär som jorden) att arean är liten och deras luminositeter är små. Därför ligger de långt under huvudserien i HR-diagrammet.