gassen mellom stjernene og stjerners liv fra de dannes inntil fusjon av hydrogen starter

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.


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.


4

To refleksjonståker og en emisjonståke


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


7


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.


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


11


12

Bok globuleri IC2944

Bok globu-lene er ugjennom-siktige moten rødtlysendebakgrunni en emisjons-tåke.


13


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.


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.


16


17


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.


20


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.


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.


23


24


25

26

Stjerner kan også bli for store – mer enn 100 solmasser

27

Stjernedannelse, stjernehoper og H II områder


28

M11


29

M50


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%.


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.


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.


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.


36

Normal og degenerert gass


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.


39


41

Populasjoner og metallinnhold i stjerner

Skiller populasjonene gjennom spektrene:

Populasjon II stjerner (øverst) - metallfattige og ’gamle’ Populasjon I stjerner (nederst) - metallrike og ’unge’


42

Slutt på forelesning 2Slutt på forelesning 14.

Neste gang:Stjernenes sluttstadier.

gassen mellom stjernene og stjerners liv fra de dannes inntil fusjon av hydrogen starter

Documents