Översiktskurs i astronomi Lektion 9: rnors fö födelse och dö död Upplä Upplägg Det interstellä interstellära mediet rnbildning rnors slutstadier Gas (ca 99%) Mest väte (~65 (~65 75%) & Helium (~25 (~25 35%), samt ett par procent metaller metaller. Vita dvä dvärgar Supernovor Neutronstjä Neutronstjärnor Svarta hå hål Det kosmiska kretsloppet Vad bestå består det interstellä interstellära mediet av? av? Emissionsnebulosor Reflektionsnebulosor Mörka nebulosor Stoft Neutralt vä väte Molekyler Vad bestå består det interstellä interstellära mediet av? av? Stoft (ca 1%) Fruset H20 och andra molekyler Silikater Grafiter Uppträ Uppträder i form av: av: Atomer Molekyler Joner & elektroner Stoftslöja Gas Orionnebulosan i nä närbild Orionnebulosan Orionnebulosan är vå vår närmaste emissionsemissionsnebulosa, avstå avstånd ca 1 500 ljuså ljusår. Den är också också vårt nä närmaste stjä stjärnbildningsområ rnbildningsområde. 1
Reflektionsnebulosor Emissionsnebulosor (HII (HII--områ områden) den) Reflektionsnebulosor Ljuset frå från stjä stjärnorna reflekteras av stoftet mellan dem. Stoftkornens storlek motsvarar ungefä ungefär vå våglä glängden fö för visuellt ljus och det kortvå kortvågigare blå blå ljuset sprids mer än det rö röda, vilket är orsaken till att reflektionsnebulosor ser blå blå ut (ett fenomen liknande det som ger himlen dess blå blå färg). Emissionsnebulosor Gasmoln bestå bestående av de flesta grundä grundämnen (men mest vä väte). Exciteras och joniseras av heta (T (Teff 30 000 K) stjä stjärnor som få får gasen att lysa. Kallas även HIIHII-områ områden HI = Neutralt väte HII = Joniserat väte Mörka nebulosor Bestå Består av mycket tä täta stoftmoln Utslä Utsläcker ljuset frå från bakomliggande ljuskä ljuskällor Är idealiska fö för stjä stjärnbildning Stoftextinktion av ljus Stoft orsakar rö rödfä dfärgning av objekten, eftersom blå blått ljus sprids och absorberas av stoftkorn mer än rö rött ljus, samt en minskning av ljusstyrkan. En Avrö Avrödning dning behö behövs innan en analys kan göras. Stoftextinktion är vå våglä glängdsberoende Neutrala vä vätgasmoln (HI (HI--moln) moln) Radio IR Visuellt När en övergå vergång till det lä lägre energitillstå energitillståndet sker kommer energiskillnaden ut i form av en foton vid våglä glängden 21 cm. cm. Det tar i genomsnitt 11 miljoner år fö för en elektron att, spontant, byta riktning. UV rna Strålning Stoft IR- och radiostrålning påverkas mindre av stoft än vad visuell/uv-strålning gör 2
Molekyler Var fö föds stjä stjärnor? T.ex. H2, CO, CO, samt mer komplicerade molekyler som C2H5OH (etanol). Observeras ofta i radioområ radioområdet. Nya, mer komplicerade, molekylä molekylära fö föreningar hittas med jä jämna mellanrum i universum. Carinanebulosan ett typiskt stjärnbildningsområde (avstånd ca 8000 ljusår) Villkor fö för stjä stjärnbildning.bå.både observationer och modellberä modellberätkningar visar att stjä stjärnor bildas ur mö mörka, kompakta molekylmoln nä när dessa (eller delar av dessa) drar sig samman under sin egen gravitation. 1. Ett lå långsamt roterande molnfragment bö börjar kontrahera, t.ex. som fö följd av nå någon yttre på påverkan som en chockvå chockvåg frå från en supernovaexplosion eller dylikt. Trifidnebulosan uppvisar alla tre typerna av nebulosor; emission, reflektion och mö mörk. På ca. 500 000 år byggs en massa av 1M 1M upp om temperaturen i molnet är T ~ 10K. Under detta tidiga skede är molnet genomskinlig fö för infrarö infraröd (IR) strå strålning och T stiger dä därfö rför inte. 2. Rotationen motverkar infallet, mest i ekvatorsplanet, och klumpen bö börjar plattas av. En s.k. ansamlingsskiva av gas och stoft bildas. För en massa av 1M 1M har den en radie av ca. 400 A.E. IR-strålning (Låg) 3
3. När N r massan i den centrala delen har vuxit till ca. 0.01 M börjar gasen där d r bli ogenomskinlig även för f IR-str strålningen och T i centrum börjar b stiga. Objektet kan nu ses som en IR-källa och vi har fått f en protostjärna. rna. När N r T stiger ökar också Jeansmassan och infallet i de centrala delarna avtar. IR-strålning (hög) 4. Efter hand stiger temperaturen i centrum till sås höga värden att spontana termonukleära ra reaktioner kan starta (vid 4-54 5 miljoner K). Protostjärnan rnan har nu blivit en pre-main-sequence - stjärna rna,, d.v.s. en stjärna som ännu inte kontraherat ner till huvudserien i HR-diagrammet. 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 T-Tauristjärnarna om massan är mindre än n 2M2. De kraftiga jetstrålarna ger upphov till s.k. Herbig-Haro Haro objekt när n r de exciterar och joniserar det interstellära ra mediet. Herbig-Haro Haro objekt rnbildning fortplantar sig genom ett molekylmoln 4
Utvecklingen till huvudserien i HRHRdiagrammet Var stjä stjärnan som markerade Jesus födelse en nyfö nyfödd stjä stjärna? rna? Under protostjä protostjärnestadiet alstras energin nä nästan enbart av att Egrav Eterm. Ankomsten till huvudserien (ZAMS=Zero (ZAMS=Zero Age Main Sequence, Sequence, Nollå Nollårshuvudserien) markerar tidpunkten då kontraktionen upphö upphör och termonukleä termonukleära fusionsprocesser startat på på allvar i kä kärnan. Knappast Knappast Andra tänkbara förklaringar: rklaringar: Uppradade planeter Komet Nova Supernova rnors slutstadier En stjä stjärnas massa avgö avgör dess öde. Mö Möjliga utvecklingsvä utvecklingsvägar: Planetarisk nebulosa vit dvä dvärg ev. supernova typ Ia Supernova typ II neutronstjä eutronstjärna Supernova typ II Svart hå hål Vita dvä dvärgar Vägen fram till en supernova typ II Den inre strukturen hos en mer massiv stjärna när vätet börjar ta slut Förutom den planetariska nebulosan återstå terstår en extremt tä tät kä kärna med temperatur 200 000K eller till och med högre, som svalnar till svart dvä dvärg efter nå några tiotals miljarder år. Vita dvä dvärgar i dubbelstjä dubbelstjärnesystem kan ge upphov till Supernovor typ Ia Utvecklingen fö för en stjä stjärna med en massa av 25 M på nollå nollårshuvudserien (endast kärnrnförbrä rbränning). nning). Förbrä rbränning av Väte Helium Kol Neon Syre Kisel Kärnkollaps Kärnstuds Supernova HuvudserieHuvudseriemassa (M ) 0,4 0,4 4 8 15 25 - Kärnans temp (K) 4 107 2 108 6 108 1,2 109 1,5 109 2,7 109 5,4 109 2,3 1010 - Stadiets lä längd 5 106 år 5 105 år 500 år 1 år 5 må månader 1 dag 0,25 sek 0,001 sek - 5
Supernovor av typ II Föregå regångaren tros vara massiv superjä superjätte. Nä När temperaturen i kä kärnan inte rä räcker till fö för att fortsä fortsätta fusionen kollapsar kä kärnan. Utvecklingen fö för en stjä stjärna av 25 M på nollå nollårshuvudserien: Efter 1/10 sekund: Vid kollapsen hettas kä kärnan upp (Tc 5 109K). Detta skapar energirika γ-fotoner FeFe-kärnor bryts upp till HeHe-kärnor (s.k. fotodisintegration). fotodisintegration). Efter 2/10 sekunder: Densiteten ökar e+p n+ν n+ν, och fler neutriner produceras och emitteras frå från kärnan som kyls och kontraherar ytterligare. SN 1987A (typ II) i Stora Magellanska Molnet (avstå (avstånd: 160 000 ljuså ljusår) Efter en supernova typ II: Neutronstjä Neutronstjärnor Magnetfä Magnetfältet finns redan sedan tidigare när neutronstjä neutronstjärnan bildas Under kollapsen: kollapsen: Pulsaren i Krabbnebulosan Efter 0.25 sekunder: Nukleä Nukleära densiteter uppnå uppnås (4 (4 1017 kgm-3), kollapsen av kä kärnan upphö upphör (ca 20 km i diameter). Ovanliggande lager av stjä stjärnan fortsä fortsätter att kollapsa med en hastighet av upp till 15% av ljushastigheten kärnstuds rnstuds. Kollisioner sker med infallande material chockvå chockvågor rö rör sig mot ytan. Efter nå några timmar: Chockvå Chockvågorna nå når ytan och allt utom kä kärnan kastas ut i rymden. Kvar blir en neutronstjä neutronstjärna eller ett svart hå hål. Magnetfä Magnetfältet förstä rstärks Rörelsemä relsemängdsmomentets bevarande extremt snabb rotation Neutronstjä Neutronstjärnan agerar som en elektrisk generator dä där laddade partiklar kastas ut lä längs de magnetiska polerna. Vi ser en pulsar om vi befinner oss i strå strålens riktning. Pulsaren i Krabbnebulosan, på på och av Finns i Oxens stjä stjärnbild. Dokumenterades av kineser år 1054. Finns på på ett avstå avstånd av 6 500 ljuså ljusår. Nebulosans diameter är ca 10 ljuså ljusår. 6
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). Svarta håls h egenskaper Ett icke-roterande svart hål h kännetecknas av en singularitet och en händelsehorisont. 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 egenskaper Ett svart hål h l roterar förmodligen f ergoregionen. 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. Rörelsemängdsmoment (om ergosfär finns). Placera två satelliter i motsatt omloppsbana runt hålet och jämfj mför om-loppstiderna loppstiderna. 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? Kan svarta hål h l upptäckas? Borde ge upphov till stark röntgenstrålning (X-rays). Stark kandidat är Cygnus X-1. Flera andra har observerats påp senare tid. Gas sugs in från n en grannstjärna, rna, upphettas genom friktion vilket ut sänder röntgenstrr ntgenstrålning. 7
Det kosmiska kretsloppet rnorna 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. 8