Stjärnors födslar och död

Transkript

1 Stjärnors födslar och död

2 Stjärnors egenskaper Uppkomst Avstånd Rörelse Skenbar ljusstyrka Färg temperatur Energiproduktion Verklig ljusstyrka Utveckling Ovanliga stjärnor Slutstadier

3 Rymden är inte bara stjärnor

4 Orionnebulosan, födelseplats för stjärnor

5 Rosettnebulosans centrala del, där ligger en stjärnhop!

6 Hästhuvudnebulosan och dess omgivning med olika slag av nebulositet. Emissionsnebulosor Mörka nebulosor Reflexionsnebulosor

7 En mörk nebulosa kan se ut som ett hål i himlen

8 En reflexionsnebulosa reflekterar ljus från näraliggande, ljusstarka stjärnor. De får därför samma färg som stjärnljuset har.

9 Globuler med hög densitet drar sig långsamt samman och bildar protostjärnor

10 Avståndsbestämning av näraliggande stjärnor

11 En stjärnas rymdrörelse

12 Stjärnorna rör sig långsamt gentemot bakgrunden

13 Interstellärt stoft färgar himlakropparna röda. Detta kallas interstellär rödfärgning och blir kraftigare ju längre bort en ljuskälla befinner sig

14 Ju längre bort en stjärna befinner sig, desto svagare tycks den lysa.

15 Den bakvända magnitudskalan

16 Exempel på olika stjärnors magnituder i stjärnhopen Plejaderna

17 En stjärnas färg beror på dess temperatur Denna stjärna är rödaktig

18 Denna är gulaktig

19 Och denna, slutligen, är blåaktig

20 Grundläggande stjärndata

21 I en stjärnas inre

22 Stjärnas energimekanism (1)

23 Stjärnas energimekanism (2)

24 Stjärnas energimekanism (3)

25 Förändringar i en stjärnas kemiska sammansättning (1)

26 Förändringar i en stjärnas kemiska sammansättning (2)

27 En solliknande stjärnas inre struktur

28 Energitransport: liten stjärna

29 Energitransport: tung stjärna

30 Energitransport: medelstor stjärna

31 Solen har förändrats sedan sin födelse. Den är nu 4,6 miljarder år gammal.

32 Om ytterligare 5 miljarder år har solen blivit en röd jättestjärna, 100 gånger större än nu.

33 En stjärnas yttre egenskaper beror i mångt och mycket på hur kärnreaktionerna går till i stjärnans centrala delar

34 Solfläckscykel

35 Stjärnaktivitetscykler

36 Studie av gammal solliknande stjärna (1)

37 Studie av gammal solliknande stjärna (2)

38 Studie av gammal solliknande stjärna (3)

39 Detta är ett HertzsprungRusselldiagram (video) (HR-diagram) Det visar sambanden mellan ljusstyrka och spektraltyp

40 Stjärnor kan grovt indelas i s.k. luminositetsklasser, betecknas med romerska siffror, och de placerar sig på olika ställen i HR-diagrammet.

41 Lätta stjärnor Utvecklas långsamt, tunga stjärnor utvecklas snabbt. Solen är en lätt stjärna med massan en solmassa!

42 Stjärnhopen NGC 2264

43 och dess HR-diagram

44 Detta är stjärnhopen PLEJADERNA, som kan ses med blotta ögat.

45 Dess HR-diagram ser ut så här:

46 Stjärnhopar kan åldersbestämmas med ledning av HR-diagrammet

47 Utvecklingen efter huvudserien blir dramatisk, men även den beror på stjärnans massa

48

49

50

51

52

53

54

55

56 Som sagt, en stjärnas livstid beror på dess massa

57 Ovanliga stjärnor? Upp till hälften av alla stjärnor är dubbelstjärnor Många gamla stjärnor blir instabila och pulserar fysiskt ibland långsamt och regelbundet, ibland snabbt och explosivt. Detta ger ljusstyrkeförändringar som bl a kan observeras av amatörastronomer. En del stjärnor kastar ut stora delar av sin massa i slutet av sin livstid.

58 Variabla stjärnor Column 1 Column 2 Column Row 1 Row 2 Row 3 Row 4

59

60 Cepheidvariabler (video)

61 I täta dubbelstjärnor kan ett massutbyte ske. Detta kan totalt förändra stjärnornas utvecklingsmönster, eftersom de enskilda stjärnas massor då förändras.

62 Här är tre verkliga dubbelstjärnor som har massutbyte. Dessutom är de vad man kallar förmörkelsevariable r dvs. när de rör sig kring varandra förmörkar de ömsevis varandra. Denna ljusvariation ger upphov till en s.k. ljuskurva.

63

64 Vi ser här en exploderande stjärna. Men explosionen är långsam. Vi får en s.k. planetarisk nebulosa, med en vit dvärgstjärna kvar i centrum.

65 I detta fall har stjärnan kastat ut ett skal av koloxid. Detta kan endast observeras i radiostrålning.

66 Helixnebulosan, en vacker skapelse!

67 Timglasnebulosan, en exotisk nebulosa i stjärnbilden Flugan.

68

69 Tre slutfaser för en stjärna Vit dvärg: Restmassa upp till 1.4 solmassor Neutronstjärna: Restmassa mellan 1.4 och 3.0 solmassor Svart hål: Restmassa större än 3 solmassor

70 En restprodukt i stjärnutvecklingen, en vit dvärgstjärna

71 Utveckling från jättestjärna till vit dvärgstjärna

72 Massförlust hos en tung superjättestjärna, 40 solmassor

73 En tung stjärna utvecklas till en superjättestjärna

74 Förändringarna i en stjärnas inre vid en supernovaexplosion är mycket snabba!

75 År 1987 exploderade en supernova i Stora Magellanska molnet, en av Vintergatans granngalaxer. Den blev synlig för blotta ögat. Före explosionen och efter!

76 Ljuskurvor för några olika typer av supernovor

77 Supernovarester kan bli mycket vackra

78 Supernovaresten Cassiopeia A, sedd i radiostrålning (video)

79 Tunga stjärnors öde 1: Att bli en neutronstjärna! Här ser vi en sådan och dess omgivningar i Krabb-nebulosan

80 Neutronstjärnorna upptäcktes på grund av att vissa av dem sände ut pulserande strålning, de kom att kallas pulsarer. (audio)

81 Pulsarer roterar hastigt och har ett kraftigt magnetfält (video)

82 Krabbpulsarens båda ansikten, på och av i visuellt ljus. Perioden är 0,033 sekunder.

83 Krabbpulsaren i sin rätta miljö, Krabbnebulosan i Oxen (video)

84 En tårtbit av en neutronstjärna med massan 1,4 solmassor. Radien är blott 10 km, dvs. som Malmö tvärsöver. Densiteten är enorm och ökar dessutom kraftigt mot centrum.

85 Så här kan en pulserande röntgenkälla tänkas se ut

86 Från de svarta hålens värld