Upload
uriel-hunter
View
74
Download
0
Embed Size (px)
DESCRIPTION
Gassen mellom stjernene og stjerners liv fra de dannes inntil fusjon av hydrogen starter. AST1010 - Forelesning 14 Interstellare skyer - flere typer. Stjernedannelse i kalde skyer. Stjernehoper. Protostjerner og prehovedserie stjerner. Tiden på hovedserien. - PowerPoint PPT Presentation
Citation preview
Gassen mellom stjernene og stjerners liv fra de dannes inntil
fusjon av hydrogen starter
AST1010 - Forelesning 14 • Interstellare skyer - flere typer.
• Stjernedannelse i kalde skyer. • Stjernehoper.• Protostjerner og prehovedserie stjerner.• Tiden på hovedserien.
• Etter hovedserien inntil helium fusjonerer.
AST1010 - Stjerners dannelse og livsfaser
2
Skyer av gass og støv• Tåker av gass og støv finnes mellom stjernene.
– Skyene inneholder 10% av vanlig masse i vår galakse.– De består av hydrogen– og helium gass, små mengder av de
andre grunnstoffene og støv.• Grunnstoffer: 90% H, 10% He, 0.1% tyngre grunnstoffergrunnstoffer• Støvpartikler i skyer omfatter:
– Små kullbaserte – 5 x 10-6 mm, polyaromatiske hydrokarboner (eksosgass).
– Komplekse strukturer med kull eller silisiumkjerner – 3 x 10-4 mm.
– I de kaldeste skyene finnes gassmolekyler.• H2 (molekylært hydrogen), CO (karbonmonoksid), H2 O (vann), NH3
(ammoniakk), H2 CO (formaldehyd), flere typer alkoholer, mm.
• I alt er det påvist ca 150 ulike molekyler.
• Stjernedannelse foregår i de kaldeste og tetteste tåkene.
AST1010 - Stjerners dannelse og livsfaser
3
Klassifikasjon av interstellare skyer
• Tre hovedtyper av tåker etter utseende: – Emisjonståker. – Refleksjonståker. – Mørke absorberende tåker.
• Tre hovedtyper etter fysiske kriterier:– H II områder.– Vanlige hydrogenskyer.– Kjempestore Molekylskyer.
Vi skal gi eksempler på de ulike typene.
AST1010 - Stjerners dannelse og livsfaser
4
To refleksjonståker og en emisjonståke
AST1010 - Stjerners dannelse og livsfaser
5
Fluorescence - UV foton fra en varm O eller B stjerne ioniserer hydrogen.- Rekombinasjon til n=3 leder bl.a. til utsendelse av et H
foton n=3 til n=2. som kan observeres- Til slutt emitteres L linjen.
6
Blå refleksjonståker framkommer ved spredning av lyset på støvpartikler i gassen.R ~ -4 slik at blått spres mye mer enn rødt lysJfr. blå himmel om dagen – rød solnedgang
AST1010 - Stjerners dannelse og livsfaser
7
AST1010 - Stjerners dannelse og livsfaser
8
Interstellar ”reddening” • Stjernene blir tilsynelatende rødere enn de er. • NB! Ikke det samme som Doppler
rødforskyvning.• Feil i anslag av stjernens farge, og dermed
dens temperatur.• Effekt av skyer, men også av tynnere diffus
gass mellom stjernene som ikke er i skyer.• Fullstendig blokkering av lyset fra stjerner
som ligger bak tette skyer.
AST1010 - Stjerners dannelse og livsfaser
9
Kjempestore molekylskyer”Giant Molecular Clouds”
• 3 stadier av hydrogen i skyene:– Kalde skyer: H2 – molekyler.– Varmere skyer: vanlig atomært hydrogen, H.– Varme skyer: ionisert hydrogen, H II områder.
• Stjernedannelsen skjer i de mørke, tette skyene, som vesentlig består av hydrogen molekyler, H2.
• Skyene må være kalde med stor nok tetthet dersom sammentrekningen skal begynne.
10
Hestehodetåken - en ugjennomsiktig molekylsky
AST1010 - Stjerners dannelse og livsfaser
11
AST1010 - Stjerners dannelse og livsfaser
12
Bok globuleri IC2944
Bok globu-lene er ugjennom-siktige moten rødtlysendebakgrunni en emisjons-tåke.
AST1010 - Stjerners dannelse og livsfaser
13
AST1010 - Stjerners dannelse og livsfaser
14
Hva må til for å få gassen til å trekke seg sammen?
• Temperatur så lav som 10 K kombinert med høy tetthet. – Høyere temperatur molekylene beveger
seg så raskt at gassen spres.– Gravitasjonskreftene må være sterke mye
masse i lite volum, altså stor tetthet.
• En sammenpressing fra utsiden vil kunne starte en sammentrekning og er kanskje også nødvendig.
AST1010 - Stjerners dannelse og livsfaser
15
Sammenpressing: Fem mulige årsaker
• Supernovaeksplosjon – supernovaen kaster av seg et gass-skall som farer ut fra stjernen med supersonisk hastighet og treffer en interstellar sky.
• Kollisjon mellom to interstellare skyer.• Stråling fra en eller flere svært lysende
stjerner skyver gass utover fra stjernen og pakker den sammen.
• Turbulente bevegelser inne i skya. • ”Spiralbølger” i noen galakser.
AST1010 - Stjerners dannelse og livsfaser
16
AST1010 - Stjerners dannelse og livsfaser
17
AST1010 - Stjerners dannelse og livsfaser
18
Faser i stjerneutviklingen• Kald sky fragmenterer til klumper på ∼ 50
solmasser, som trekker seg sammen.• Protostjerne fasen – sentralobjektet varmes
opp men mottar fortsatt gass som faller inn fra skya rundt stjernen. Energikilden er fallenergi.
• Prehovedserie fasen – innfall av gass stopper, stjerna varmes fortsatt opp, men fusjon av hydrogen er ennå ikke startet.
• Hovedseriefasen – stjerna er nå stabil, er på hovedserien og fusjonerer hydrogen til helium.
• Fusjonen slutter – posthovedserie fasen.• Antenning av helium fusjon 3 x 4He 12C.
19
Sky med 104 solmasser
Fragmenterer i klumper på 10-50 solmasser ogstørrelse ~ 0.1 pc.
Klumpene blir tilprotostjerner i løpet av ≈10 Mår for sola.
AST1010 - Stjerners dannelse og livsfaser
20
AST1010 - Stjerners dannelse og livsfaser
21
Proto- og prehovedserie fase • Indre delene av skya faller sammen til et
sentralobjekt. Massen øker sterkt.• Kollaps gir dobbelt- eller enkeltstjerner med og
uten planetskiver.• Protostjernefase varer i 3×106 år for en stjerne
som sola.• Innfall av gass og støv stoppes av stjernevind
og kraftig stråling - gir prehovedserie stjerne.• Energi fremdeles fra sammentrekning inntil
temperatur i sentrum når ca 107 K.• Fusjon starter og lager nok energi til å stoppe
videre sammentrekning.
AST1010 - Stjerners dannelse og livsfaser
22
T-Tauri stjerner
1) Tidlig fase i stjernens liv.2) Sterk strøm av gass i en jet ut langs. rotasjonsaksen3) In-flow fra gass-skiven.4) Aktivitet på overflaten – flares, flekker.
AST1010 - Stjerners dannelse og livsfaser
23
AST1010 - Stjerners dannelse og livsfaser
24
AST1010 - Stjerners dannelse og livsfaser
25
26
Stjerner kan også bli for store – mer enn 100 solmasser
27
Stjernedannelse, stjernehoper og H II områder
AST1010 - Stjerners dannelse og livsfaser
28
M11
AST1010 - Stjerners dannelse og livsfaser
29
M50
AST1010 - Stjerners dannelse og livsfaser
30
NGC 2264 og Pleiadene
31
Livet på hovedserien *Stjerner påhovedserien øker i lysstyrke i løpet av sin levetid der. *For sola er økningen
omtrent 30%.
AST1010 - Stjerners dannelse og livsfaser
32
Levetid på hovedserien for stjerner
Levetider stemmer rimelig bra med rela-sjonen mellom masse og lysstyrke : ~ M-2.5 for stjernetyper tidligere enn M.
33
AST1010 - Stjerners dannelse og livsfaser
34
Helium fusjon• Kjernen fortsetter å varmes opp inntil
den når 120 x 106 K.
• Da begynner heliumfusjon i en kjerne som har en radius som bare er 0.1% av stjernens radius.
• Trippel alfa prosessen ved 120 MK: – 4He + 4He + 4He 12C + – Også 12C + 4He 16O +
• Heliumbrenning pågår i ca 20% av den tid hydrogenbrenningen varer.
AST1010 - Stjerners dannelse og livsfaser
35
Gradvis heliumbrenning eller helium flash?
• Stjerner med masser over 2 (4) solmasser har gradvis overgang til heliumbrenning.
• Gassen i det indre er en ’normal’ gass, der trykket øker når temperaturen øker
• Stjerner med masse under 2(4) solmasser vil bestå av degenerert gass i det indre.
• Trykk nesten uavhengig av temperatur.
• Temperaturen kan øke eksplosivt.
AST1010 - Stjerners dannelse og livsfaser
36
Normal og degenerert gass
AST1010 - Stjerners dannelse og livsfaser
37
38
En kulehop.
• Kulehoper kan ha opp til en million stjerner.• De er stabile.• Gravitasjon holder dem sammen.• Stjernene i kulehoper kan være meget gamle.
AST1010 - Stjerners dannelse og livsfaser
39
40
AST1010 - Stjerners dannelse og livsfaser
41
Populasjoner og metallinnhold i stjerner
Skiller populasjonene gjennom spektrene:
Populasjon II stjerner (øverst) - metallfattige og ’gamle’ Populasjon I stjerner (nederst) - metallrike og ’unge’
AST1010 - Stjerners dannelse og livsfaser
42
Slutt på forelesning 2Slutt på forelesning 14.
Neste gang:Stjernenes sluttstadier.