Översiktskurs i astronomi
Lektion 9: Stjä
Stjärnors fö
födelse och dö
död
Upplä
Upplägg
Det interstellä
interstellära mediet
Stjä
Stjärnbildning
Stjä
Stjärnors 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
Stjärna
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.
Stjä
Stjärnbildning i fem steg
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.
Stjä
Stjärnbildning i fem steg
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.
Stjä
Stjärnbildning i fem steg
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
Stjä
Stjärnbildning i fem steg
3. Nä
När massan i den centrala delen har vuxit till ca.
0.01 M börjar gasen dä
där bli ogenomskinlig även fö
för
IRIR-strå
strålningen och T i centrum bö
börjar stiga.
Objektet kan nu ses som en IRIR-källa och vi har få
fått en
protostjä
protostjärna. Nä
När T stiger ökar också
också Jeansmassan och
infallet i de centrala delarna avtar.
IR-strålning (hög)
Stjä
Stjärnbildning i fem steg
4. Efter hand stiger temperaturen i centrum till så
så höga
värden att spontana termonukleä
termonukleära reaktioner kan
starta (vid 44-5 miljoner K).
Protostjä
Protostjärnan har nu blivit en ”prepre-mainmain-sequence”
sequence”stjä
stjärna,
rna, d.v.s. en stjä
stjärna som ännu inte kontraherat ner
till huvudserien i HRHR-diagrammet.
Stjä
Stjärnbildning i fem steg
Stjä
Stjärnbildning i fem steg
En kraftig vind bö
börjar nu blå
blåsa ut frå
från stjä
stjärnan. Enligt
en modell kanaliseras den lä
längs med
ansamlingsskivans magnetfä
magnetfältslinjer och infallet
upphö
upphör nu successivt.
5. Så
Så små
småningom blå
blåser stjä
stjärnvinden hå
hål i det
omgivande molnhö
molnhöljet, dä
där tjockleken är minst.
En så
sådan stjä
stjärna kallas T-Tauristjä
Tauristjärna om massan är
mindre än 2M
2M.
De kraftiga jetstrå
jetstrålarna ger upphov till
s.k. HerbigHerbig-Haro objekt nä
när de exciterar och joniserar
det interstellä
ä
ra
mediet.
interstell
Jetstrålar
Stjä
Stjärnbildning i fem steg
HerbigHerbig-Haro objekt
Stjä
Stjärnbildning 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
Stjä
Stjärnors 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
Svarta hå
håls egenskaper
Efter en supernova typ II: Svarta hå
hål
”Svarta”
Svarta” därfö
rför att de är så
så
täta (oä
(oändligt tä
täta) att inte
ens ljuset slipper ut.
Einstein skulle uttrycka
det som att rumtidstrukturen
kring ett svart hå
hål är oä
oändligt
krö
krökt.
Teorin baserar sig på
på
Einsteins allmä
allmänna
relativitetsteori (1916).
Ett ickeicke-roterande svart hå
hål
kännetecknas av en singularitet och
en händelsehorisont.
ndelsehorisont.
Händelsehorisonten ges av
Schwarzschildradien:
Schwarzschildradien:
RSch= 2Gm/c2
m = massan, c = ljushastigheten,
G = gravitationskonstanten.
Som exempel är Schwarzschildradien
hos ett svart hå
hål av 10 M endast 30
km!
Svarta hå
håls egenskaper
Ett svart hå
hål roterar fö
förmodligen →
ergoregionen.
ergoregionen.
Svarta hå
håls tre (teoretiskt)
bestä
bestämbara kvantiteter
Massa. Mäts genom att placera en satellit i
omloppsbana runt hå
hålet och bestä
bestämma
omloppstiden.
Elektrisk laddning. Man mä
mäter det elektriska fä
fältet
kring hå
hålet, troligtvis är laddningen lika med noll.
Rörelsemä
relsemängdsmoment (om ergosfä
ergosfär finns).
Placera två
två satelliter i motsatt omloppsbana runt
hålet och jä
jämfö
mför omom-loppstiderna.
loppstiderna.
Kan svarta hå
hål upptä
upptäckas?
De borde ge upphov till
gravitationslinseffekter.
gravitationslinseffekter. Vi
vet att de existerar, men
finns de nå
några dä
där svarta
hål är upphovet?
Kan svarta hå
hål upptä
upptäckas?
Borde ge upphov till stark
röntgenstrå
ntgenstrålning (X-rays).
rays).
Stark kandidat är Cygnus
X-1. Flera andra har
observerats på
på senare tid.
Gas sugs in frå
från en
grannstjä
grannstjärna, upphettas
genom friktion vilket ut
sänder rö
röntgenstrå
ntgenstrålning.
7
Det kosmiska kretsloppet
Stjä
Stjärnorna dö
dör och exploderar som supernovor om
de är tillrä
tillräckligt massiva. Materialet sprids även via
planetariska nebulosor och stjä
stjärnvindar.
Nästa generation stjä
stjärnor fö
föds då
då ur gas och stoft
som är mer anrikat på
på tyngre grundä
grundämnen. Dessa
stjä
stjärnor bygger i sin tur upp mer av tyngre
grundä
grundämnen.
Denna cirkulation av anrikat stjä
stjärnmaterial frå
från
generation till generation kallas det kosmiska
kretsloppet.
8
