Stjärnorna och deras utveckling

Stjärnorna och deras
utveckling
Nebulosor med stjärnfödsel (LH95, STSci)
Astronomiseminarium för lärare 20.4 2009
FD Thomas Hackman, Helsingfors
universitets observatorium
Stjärnorna och deras utveckling, 20.4 2009
1
Innehåll
Vad är en stjärna?
Hur uppkommer stjärnor?
Stjärnors struktur: Solen
som exempel
Stjärnornas slutskeden
Stjärnor och liv i
universum
M80 – klotformig stjärnhop
Hubble ST (STScI)
Stjärnorna och deras utveckling, 20.4 2009
2
1. Inledning
Största delen av universums
ljus kommer från stjärnorna
Stjärnorna är samlade i
galaxer:
I Vintergatan finns mer än 100
miljarder stjärnor
Solens närmaste
grannstjärna:
Proxima Centauri:
avstånd ca 4 1013 km
Stjärnorna och deras utveckling, 20.4 2009
Jungfruns galax-hop
med Vintergatans stjärnor i
förgrunden (Wikipedia)
3
2. Vad är en stjärna
Stjärnor består av het gas (plasma)
Vid ”födseln”: Mest väte (H) och helium (He)
Högst några % andra grundämnen
Stor massa och storlek
hög temperatur i
centrum
Om en gas-kropp är tillräckligt stor och tät
temperaturen i centrum tillräckligt hög för
kärnreaktioner (fusion)
kroppen blir en
stjärna
Stjärnorna och deras utveckling, 20.4 2009
4
2.1 Stjärnors energiproduktion
Vanligen fusionsreaktioner
Gravitationsenergi (i vissa
utvecklingsfaser)
Kärnreaktioner:
Vanligen fusion av väte till
helium
Fusion av andra lätta
grundämnen i slutet av
stjärnans liv
H -> He via pp-kedjan (Wikipedia)
Stjärnorna och deras utveckling, 20.4 2009
5
2.2 Stjärnors jämvikt
Stjärnor befinner sig normalt i hydrostatisk
jämvikt:
Gravitationen strävar att komprimera
Gasens tryck strävar att utvidga
Jämvikt
dP
dr
GM r r
2
r
Stjärnorna och deras utveckling, 20.4 2009
6
2.3 Stjärnors storlekar och temperaturer
Massan: 0.08 – ca 100 solmassor
Normal stjärna (i huvudserien): Större massa
högre temperatur
Yttemperaturen för stjärnor: 3000 – 40000 K
Temperaturen i centrum: Miljoner K
Stjärnors klassificering enligt temperatur:
Spektralklasser: O, B, A, F, G, K, M enligt
sjunkande yttemperatur (40000 K
3000 K)
Stjärnorna och deras utveckling, 20.4 2009
7
2.3 För liten eller för stor
Om massan < 0,08
solmassor
pp-kedjan
startar inte
brun dvärg
Om massan > ca 100
solmassor
för intensiv
energiproduktion,
gravitationen förmår inte
hålla ihop stjärnan
stjärnornas massor
0.08M -- 100M
Kuvat: Hubble ST (STScI)
Stjärnorna och deras utveckling, 20.4 2009
8
3.1 Stjärnor uppkommer ur interstellär
materia
Gravitationell kollaps i ett gasoch stoftmoln:
Materia faller mot centrum av ett
molnfragment
Kärnområdet blir optiskt tätt
gravitationsenergin kan inte stråla
ut
temperaturen i kärnan stiger
”Protostjärna” ”PMSstjärna” (stjärnor före
huvudseriefasen)
Huvudserie-stjärna
Huvudserien börjar när vätets
fusionsreaktioner startar
Stjärnorna och deras utveckling, 20.4 2009
9
3.2 Nyfödda stjärnors stoftskivor
Bilder: Hubble ST (STSci)
Stjärnorna och deras utveckling, 20.4 2009
10
3.3 Huvudserie-fasen
Under huvudserien strålar stjärnan jämt och
är i jämvikt
Energikällan: Fusion av H till He
Huvudserien är den längsta fasen i stjärnans
liv:
Ca 100 miljarder år för små stjärnor
Ca 10 miljarder år för solen
Ca 5 miljoner år för de största stjärnorna
När H tar slut i kärnan upphör huvudseriefasen
Stjärnorna och deras utveckling, 20.4 2009
11
4. Solen
”En lagom
stor stjärna i
sina bästa år”
Solen genom en vanlig
kameralins (Wikipedia)
Solen 7.7.1992 (Big Bear
Solar observatory/NJIT)
Stjärnorna och deras utveckling, 20.4 2009
12
4.1 Solens position
Solen är
mellan två
stora spiralarmar i
Vintergatan
Bild: NASA/JPLCaltech/R. Hurt
Stjärnorna och deras utveckling, 20.4 2009
13
4.2 Solens struktur
Radie ca 700 000 km
Effektiv yttemperatur Teff~ 5800 K
Central temperatur Tc ~ 14 000 000 K
Luminositet L ~ 4 .1026 W
Massa M ~ 2 .1030 kg
Sammansättning (vid ytan):
Väte (H) 73%
Helium (He) 25%
Andra grundämnen: Syre (O), kol (C), järn (Fe)…
Solens ålder ~ 5 miljarder år
Stjärnorna och deras utveckling, 20.4 2009
14
4.3 Solens inre struktur
Kärnan = innersta
delen
Solens inre är
radiativ: Energin
transporteras med
strålning
Solens yttre skikt är
konvektiva: Energin
transporteras med
strömningar
Solens struktur (Sakurambo, Wikipedia)
Stjärnorna och deras utveckling, 20.4 2009
15
4.4 Solens rotation
Solen roterar inte som en
fast kropp utan differentiellt:
Ekvatorn roterar snabbare än
områdena kring polerna
Differentialrotationen beror
på konvektion
Solens inre rotation
undersöks med hjälp av
helioseismologi
Solens differentialrotation vid
olika djup och latituder
(R. Howe/NOAO)
Stjärnorna och deras utveckling, 20.4 2009
16
4.5 Solens magnetiska aktivitet
Konvektionen +
differentialrotationen
magnetisk dynamo
Magnetisk aktivitet
syns bl.a. som:
Fläckar
Flare, korona-utbrott
Facklor, plager ...
Solfläckar och flare-utbrott, Big Bear
Solar Observatory (NJIT)
http://sohowww.nascom.nasa.gov/bestofsoho/Movies/movies2.html#flares
Stjärnorna och deras utveckling, 20.4 2009
17
4.5 Solens aktivitets-cykel
Solfläckarna följer en ~ 11 års (kvasi)period
Egentligen ~22 års magnetisk cykel
Långtidsvariationer kan möjligen påverka jordens
klimat
Bild: Wikipedia
Stjärnorna och deras utveckling, 20.4 2009
18
5. Stjärnors slutskeden
När vätet tar slut i centrum av stjärnan
obalans
Gravitationen klämmer ihop kärnan
Stjärnans slutskeden beror på dess storlek:
Liten stjärna
vit dvärg
Stjärnan av solens storlek
röd jätte
vit dvärg
Största stjärnorna
röd jätte
supernova
möjligen neutronstjärna eller svart hål
Stjärnorna och deras utveckling, 20.4 2009
19
5.1 Planetära nebulosor
Slutskedet av sol-liknande stjärnor:
Gas strömmar ut i rymden
med vit dvärg i mitten
planetär nebulosa
”Spirograf”, ”Kattögat” och ”Eskimo”-nebulosorna, (HST, STScI)
Stjärnorna och deras utveckling, 20.4 2009
20
5.2 Slutskeden för de största stjärnorna
(M > 15 M )
Mycket kraftig utvidgning som
röd superjätte
När vätet tagit slut fusioneras
successivt tyngre
grundämnen
lökaktig
struktur
Stjärnorna och deras utveckling, 20.4 2009
Ori, STSci
21
5.3 Supernova (typ II)
Ändpunkten för
fusionsreaktionerna: Fe
När Fe-kärnan växer
tillräckligt
kollaps
explosionsartade
fusionsreaktioner i de yttre
skikten
en stor del av stjärnan
exploderar som supernova
(typ II)
Kvar blir en kompakt
stjärna:
Neutronstjärna eller svart
hål
Krabb-nebulosan: Resterna av supernovan anno 1054 (Hubble ST, STScI)
Stjärnorna och deras utveckling, 20.4 2009
22
6.1 Materians kretslopp
Interstellär materia
Kompakta stjärnor
Gasmoln
Stjärna
Bilder: HST & ESA Image Gallery
Stjärnrester
Stjärnorna och deras utveckling, 20.4 2009
23
6.2 Stjärnor som källor
för liv i universum
Stjärnor är långvariga och
stabila energikällor
Nästan alla grundämnen tyngre
än helium har uppkommit via
stjärnors utveckling
Solsystemet uppkom ur
”återanvänt stjärnstoft”
Nästan alla stjärnor har planeter
Det finns > 100 miljarder
galaxer, varje galax har ~ 100
miljarder stjärnor
Planet som graviationslins
Stjärnorna och deras utveckling, 20.4 2009
24
Material
Universum nu –kursens hemsida:
http://www.astro.helsinki.fi/opetus/kurssit/univnu/unu.hml
Karttunen et al.: Tähtitieteen perusteet
Huovelin & Schultz: Tähtien rakenne ja
kehitys
(http://www.astro.helsinki.fi/opetus/kurssit/trak/pruju/trk_main.pdf)
Stjärnorna och deras utveckling, 20.4 2009
25