Presentasjon lastes. Vennligst vent

Presentasjon lastes. Vennligst vent

Gassen mellom stjernene og stjerners liv fra de dannes inntil fusjon av hydrogen starter AST1010 - Forelesning 14 • Interstellare skyer - flere typer.

Liknende presentasjoner


Presentasjon om: "Gassen mellom stjernene og stjerners liv fra de dannes inntil fusjon av hydrogen starter AST1010 - Forelesning 14 • Interstellare skyer - flere typer."— Utskrift av presentasjonen:

1 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.

2 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 •Grunnstoffer: 90% H, 10% He, 0.1% tyngre grunnstoffer •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. •H 2 (molekylært hydrogen), CO (karbonmonoksid), H 2 O (vann), NH 3 (ammoniakk), H 2 CO (formaldehyd), flere typer alkoholer, mm. •I alt er det påvist ca 150 ulike molekyler. •Stjernedannelse foregår i de kaldeste og tetteste tåkene.

3 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.

4 AST1010 - Stjerners dannelse og livsfaser 4 To refleksjonståker og en emisjonståke

5 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 6 Blå refleksjonståker framkommer ved spredning av lyset på støvpartikler i gassen. R ~  -4 slik at blått spres mye mer enn rødt lys Jfr. blå himmel om dagen – rød solnedgang

7 AST1010 - Stjerners dannelse og livsfaser 7

8 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 AST1010 - Stjerners dannelse og livsfaser 9 Kjempestore molekylskyer ”Giant Molecular Clouds” •3 stadier av hydrogen i skyene: –Kalde skyer: H 2 – 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, H 2. •Skyene må være kalde med stor nok tetthet dersom sammentrekningen skal begynne.

10 10 Hestehodetåken - en ugjennomsiktig molekylsky

11 AST1010 - Stjerners dannelse og livsfaser 11

12 AST1010 - Stjerners dannelse og livsfaser 12 Bok globuler i IC2944 Bok globu- lene er ugjennom- siktige mot en rødt lysende bakgrunn i en emisjons- tåke.

13 AST1010 - Stjerners dannelse og livsfaser 13

14 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.

15 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.

16 AST1010 - Stjerners dannelse og livsfaser 16

17 AST1010 - Stjerners dannelse og livsfaser 17

18 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 4 He  12 C.

19 19 Sky med 10 4 solmasser Fragmenterer i klumper på 10- 50 solmasser og størrelse ~ 0.1 pc. Klumpene blir til protostjerner i løpet av ≈10 Mår for sola.

20 AST1010 - Stjerners dannelse og livsfaser 20

21 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 3×10 6 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 10 7 K. •Fusjon starter og lager nok energi til å stoppe videre sammentrekning.

22 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. rotasjonsaksen 3) In-flow fra gass-skiven. 4) Aktivitet på overflaten – flares, flekker.

23 AST1010 - Stjerners dannelse og livsfaser 23

24 AST1010 - Stjerners dannelse og livsfaser 24

25 AST1010 - Stjerners dannelse og livsfaser 25

26 26 Stjerner kan også bli for store – mer enn 100 solmasser

27 27 Stjernedannelse, stjernehoper og H II områder

28 AST1010 - Stjerners dannelse og livsfaser 28 M11

29 AST1010 - Stjerners dannelse og livsfaser 29 M50

30 AST1010 - Stjerners dannelse og livsfaser 30 NGC 2264 og Pleiadene

31 31 Livet på hovedserien * Stjerner på hovedserien øker i lysstyrke i løpet av sin levetid der. * For sola er økningen omtrent 30%.

32 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 33

34 AST1010 - Stjerners dannelse og livsfaser 34 Helium fusjon •Kjernen fortsetter å varmes opp inntil den når 120 x 10 6 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: – 4 He + 4 He + 4 He  12 C +  –Også 12 C + 4 He  16 O +  •Heliumbrenning pågår i ca 20% av den tid hydrogenbrenningen varer.

35 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.

36 AST1010 - Stjerners dannelse og livsfaser 36 Normal og degenerert gass

37 AST1010 - Stjerners dannelse og livsfaser 37

38 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 AST1010 - Stjerners dannelse og livsfaser 39

40 40

41 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’

42 AST1010 - Stjerners dannelse og livsfaser 42 Slutt på forelesning 2 Slutt på forelesning 14. Neste gang: Stjernenes sluttstadier.


Laste ned ppt "Gassen mellom stjernene og stjerners liv fra de dannes inntil fusjon av hydrogen starter AST1010 - Forelesning 14 • Interstellare skyer - flere typer."

Liknende presentasjoner


Annonser fra Google