Stjärnors födelse
Introduktion Stjärnor består av gas i jämvikt: Balans mellan gravitation och tryck (skapat av mikroskopisk rörelse). Olika källor till tryck i olika utvecklingsskeden. Stjärnor bildas, producerar energi, upphör producera energi = stjärnor föds, lever och dör.
Det interstellära mediet
Det interstellära mediet = gas och stoft mellan stjärnorna. Gas = atomer, joner, molekyler. Stoft = små korn av silikater och is. Region i Carina-nebulosan; nebulosa = moln på latin
Gas mestadels väte. Elektromagnetisk strålning = synligt och osynligt ljus skapas och absorberas p.g.a. av att laddningar ändrar sina energitillstånd. (Ljus har både våg- och partikelegenskaper; foton = ljusvågikel.) Väte = elektron och proton elektriskt bundna till varandra. Atomärt ojoniserat väte = H I. Joniserat väte = H II. Övergången n=3 n=2 hos väte skapar rött ljus.
Molekylära laddningsomfördelningar som skapar och absorberar ljus.
Stoft absorberar och reflekterar ljus
Mörka nebulosor stoft som blockerar ljus. Reflektionsnebulosor stoft som reflekterar och sprider ljus från närbelägna stjärnor. Ljusa emissionsnebulosor = 10-tals ljusår stora H II regioner; ett par 1.000 väteatomer/joner per cccc 3 ; massa = 100-10.000 solmassor.
Extinktion och rödfärgning.
Emissionskarta från CO Gigantiska molekylära moln: ett par hundra atomer per cccc 3 ; 50-300 ljusårs storlek och 10 5 2 10 6 solmassor. Ca 5.000 gigantiska molekylära moln i vår Vintergata, lokaliserade i spiralarmarna i Vintergatans mittplan.
Stjärnformation börjar då något skapar täthetskoncentrationer i ett interstellärt kallt moln, t.ex. en supernovaexplosion. Stjärnors födelse
Temperatur lower T higher T Temperaturen för en gas är proportionell mot medelvärdet för den kinetiska energin per molekyl K = 1 mv 2 = 2 3 2 kt k = Boltzmanns konstant = 1.38 10-23 J/K = 8.62 10-5 ev/k
När densiteten i det kontraherande molnet ökar, blir mindre delar instabila och fragmenterar i allt mindre delar, som till sist kan bilda protostjärnor och slutligen stjärnor. Stjärnor har massor mellan 0.08 200 gånger solens massa.
Protostjärnor bildas genom kollaps av molekylära moln Molnen måste forma täta och kalla klumpar eller kärnor som kollapsar Typiskt bildas flera stjärnor från ett gasmoln
Mörka nebulosor med kall gas kollapsar via fragmentering till protostjärnor. Ex. mörk nebulosa: Hästhuvudnebulosan = Barnard objekt (nr. 33). Mindre nästan sfäriska mörka nebulosor Bokglobuler (påminner om den inre delen av ett Barnardobjekt med de yttre mindre täta delarna borttagna). H II region med Bokglobuler med några ljusårs storlek svarande mot några 1.000 solmassor materia.
Kollaps av moln till stjärna: HR-diagram Genomskinligt moln. Protostjärna då molnet blir ogenomskinligt (opaque).
Evolutionsspår före huvudserien
Mer massiva stjärnor bildas snabbare
Protostjärnan blir en stjärna i huvudserien då central vätefusion börjar och fortsätter, d.v.s. då fusion skapas av termonukleära reaktioner av väte. 4H He + energi; EE = mmmm 2. I stjärnor med ca 1 solmassa eller mindre, primärt proton-proton kedjan. Massan av (4H He) = 0,048 10 27 kg : Ex. solen förbränner 600 miljoner ton väte till helium varje sekund = 3,86 10 26 Watt.
Väte slås samman och bildar Heliumkärnor; därmed frigörs energi som skapar tryck och jämvikt under huvuddelen av stjärnans liv.
Stjärnformation Kollaps av moln Rotation av moln Formation av ansamlingsskiva och jets nära protostjärnan
I samband med födseln så ökar såväl som förlorar stjärnor massa Protostjärna jet
Bipolärt massflöde från en proto-stjärna Herbig-Haro objekt (ca 1 ljusår ifrån varandra).
O och B stjärnor (stjärnor med stor massa och luminocitet) genererar ny stjärnformation. Chockvågor från UV-strålning och stellär vind komprimerar gas som gravitationen därefter kan klumpa ihop ytterligare till stjärnor
Protoplanetära skivor
NGC 2264 (NGC = New General Catalogue, från 1888; uppdatering av Herschels GC från 1864); 2.600 ljusårs avstånd; öppen stjärnhop som bildades för ca 2 miljoner år sedan.
Plejaderna; 380 ljusårs avstånd, bildades för ca 50 miljoner år sedan.