Presentasjon lastes. Vennligst vent

Presentasjon lastes. Vennligst vent

AST Forelesning 14 Interstellare skyer - flere typer.

Liknende presentasjoner


Presentasjon om: "AST Forelesning 14 Interstellare skyer - flere typer."— Utskrift av presentasjonen:

1 Gassen mellom stjernene og stjerners liv fra de dannes inntil fusjon av hydrogen starter
AST Forelesning 14 Interstellare skyer - flere typer. Stjernedannelse i kalde skyer. Stjernehoper. Protostjerner og prehovedserie stjerner. Tiden på hovedserien. Etter hovedserien inntil helium fusjonerer. Stjerner dannes i interstellare skyer fra materien i disse skyene. Vi skal derfor starte med å beskrive flere vanlige typer av skye og især de kalde og ”tette” skyene hvor stjernedannelsen foregår. At dannelsen skjer i skyer med flere tusen solmasser av gass og støv til rådighet betyr at stjerner opptrer i stjernehoper. Disse hopene kalles åpne hoper. Gravitasjonskreftene i en åpen hop er ikke sterke nok til å binde sammen stjernene så veldig lenge, men de holder sammen en stund, kanskje opptil 1 milliard år, før hopen spres. Videre skal vi se på hvordan stjernedannelser starter. Vi går igjennom stadiene i utviklingen som protostjerner og prehovedserie stjerner og beskriver kort hva som skjer med stjernen på hovedserien hvor den fusjonerer hydrogen til helium og tilbringer det meste av sin levetid. Til slutt beskriver vi hva som skjer med stjernen når der ikke er mer tilgjengelig hydrogen å fusjonere, og følger utviklingen fram til et stadium hvor fusjonen av helium til karbon og oksygen starter. Forløpet i de forskjellige fasene i utviklingen er avhengig av hvor mye massen stjernen har eller vil få. Dette blir det også gjort rede for.

2 AST1010 - Stjerners dannelse og livsfaser
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 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. 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. Stjerner dannes av gass og støv i skyer i verdensrommet. Solsystemet ble dannet av en slik interstellar sky for 5 milliarder år siden. Det er mange slike skyer i vår Melkevei og stjernedannelse pågår fortsatt. Man regner at omlag 10% av massen i Melkeveien er i interstellare skyer. Det er altså mindre masse i gass og støv skyene enn i stjerner. (Vi snakker her om vanlig masse i form av atomer og molekyler. Så kalt mørk masse kommer vi tilbake til i senere forelesninger.) I grove trekke består skyene av 90% H, 10% He og 0.1% tyngre grunnstoffer regnet etter antallet atomer. Regnet etter masse er brøkdelene 74% H, 25% He og 1% tyngre grunnstoffer. Hydrogenet og heliumet er skapt i det opprinnelige Big Bang - universets skapelse. Bare litt av heliumet er kommet til som følge av fusjon inne i stjernene. De tyngre grunnstoffene, som det altså er lite av, kalles metaller i astronomisk terminologi. De har i en viss grad kondensert ut og finnes nå i form av støvpartikler i skyene. De tyngre grunnstoffene, som støv eller i gassform, er utgangspunktet når man skal danne steinplaneter eller steinkjerner i gassplaneter. De minste støvpartiklene er på størrelse som røykpartikler. De er polyaromatiske hydrokarboner, bare noen få milliontedels millimeter i utstrekning, og består vesentlig av kull. Eksosgass er et slikt polyaromatisk hydrokarbon. Andre støvpartikler er større og mer komplekse med kjerner av kull eller silisium. I de kaldeste og tetteste skyene finner vi også en rekke forskjellige molekyler. Mest vanlig er molekylært hydrogen, H2, men der forekommer også vann, ammoniakk, og til og med komplekse molekyler som formaldehyd og flere typer alkoholer. I alt har man funnet 150 forskjellige molekyler. De er oppdaget i de siste 50 år fordi man har kunnet observere de karakterisktiske spektrallinjene fra disse molekylene i mikrobølge- og radiobølgeområdet. Det er i disse kalde og tette molekylskyene hvor stjerner dannes AST 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. Den nære sammenhengen mellom skyer og stjernedannelse gjør at vi starter med å beskrive viktige egenskaper til interstellare skyer. Vi skal særlig legge vekt på egenskapene til de kaldeste og tetteste skyene hvor stjerner dannes, men vi ser også på skyer hvor det ikke foregår dannelse av stjerner, fordi de er for varme eller ikke er tette nok. I den forbindelsen presenterer vi to måter å klassifisere skyene eller tåkene på. Den ene klassifiseringen skjer etter utseende: Rødt lysende emisjonståker, blå refleksjonståker og mørke tåker. Den andre klassifikasjonen går på fysiske egenskaper, nemlig tilstanden til hydrogenet i skya. Hydrogenet kan være ionisert og dermed stort sett bestå av protoner, hydrogenkjerner; det kan opptre som vanlige elektrisk nøytrale hydrogenatomer eller som molekyler, H2. AST Stjerners dannelse og livsfaser

4 AST1010 - Stjerners dannelse og livsfaser
To refleksjonståker og en emisjonståke Her ser vi eksempler på de to først nevnte typene av interstellare tåker: en stor emisjonståke og to mindre refleksjonståker. Emisjonståken stråler i den røde linjen Ha fra nøytralt hydrogen. Den har en bølgelengde på 659 nm. Slike skyer blir kalt H II områder av årsaker vi snart skal gjøre rede for. Skyene lyser fordi hydrogenet i skya blir ionisert av sterk ultrafiolett stråling fra unge stjerner inne i skya. Ha linjen dannes så i gassen som følge av rekombinasjoner. Denne strålingsmekanismen kalles fluorescence og beskrives nærmere i neste slide. De blå tåkene er refleksjonståker. De lyses opp av sterke stjerner i nærheten og er blå fordi blått lys blir spredt i alle retninger inne i tåken. Vi ser nærmere på dette nedenfor. AST Stjerners dannelse og livsfaser

5 AST1010 - Stjerners dannelse og livsfaser
Fluorescence - UV foton fra en varm O eller B stjerne ioniserer hydrogen. Rekombinasjon til n=3 leder bl.a. til utsendelse av et Ha foton n=3 til n=2. som kan observeres Til slutt emitteres La linjen. Her ser vi i detalj hvordan strålingen dannes i emisjonståker. Utgangspunktet er at nøytrale hydrogenatomer blir ionisert ved at et ultrafiolett foton med høy energi fra en varm O eller B stjerne, som nylig er dannet inne i skya, treffer atomet. Da kan det bli overføret nok energi til at et elektron i grunntilstanden i hydrogenatomet løftes ut av atomet. Den frie hydrogenkjernen, protonet, kan så i sin tur fange inn et elektron og rekombinere til en nøytral tilstand. De fleste rekombinasjonene skjer rett til grunntilstanden, n=1, men en viss brøkdel går til høyere energinivåer, n > 1. En gitt del av de rekombinasjonene som går rett til n=3 vil også passere fra n=3 til n=2 på sin vei mot grunntilstanden, n=1. Det samme gjelder rekombinasjoner til n=4 og høyere nivåer. Også disse kan i noen tilfeller henfalle via n=3 til n=2. Når elektronene springer fra n=3 til n=2 sender atomet ut Balmer alfa linjen, Ha. Etterpå stråles La linjen ut (overgangen n=2 til n=1), men den ligger ikke i den synlige del av spekteret og blir dessuten helt absorbert av selv små mengder nøytral gass i verdensrommet. Sluttresultatet er at skyer med varme stjerner inni stråler ved fluorescence, som denne strålingsmekanismen kalles. Etter som Ha har bølgelengden 659 nm og ligger i den røde delen av spekteret, så ser disse emisjonståkene røde ut. Disse skyene kalles H II områder. H II er en betegnelse for ionisert hydrogen som disse skyene i det vesentlige består av. AST Stjerners dannelse og livsfaser

6 R ~ l-4 slik at blått spres mye mer enn rødt lys
Hvorfor lyser en refleksjonståke og hvorfor ser den blå ut? Det skjer fordi lys blir spredt i tåken. Lyskilden er en stjerne i nærheten av gass og støvskyen. De små støvpartiklene, røyken, har riktig størrelse slik at blått lys blir spredt mens rødt lys slipper igjennom i mye større grad. Dette tilsvarer spredningen av sollys på luftmolekyler og støv i vår jords atmosfære, som gjør at himmelen ser blå ut mens solnedganger er røde slik vi gjorde rede for i beskrivelsen av måneformørkelser i første forelesning. I refleksjonståkene er det ikke gassen som sprer lyset, men støvpartiklene. Gassen er hydrogen som opptrer som enkeltatomer og disse er for små til å ha en slik effekt. Derimot har støvpartiklene størrelser rundt 0.4 mikrometer eller 400 nm som svarer omtrent til bølgelengden av blått lys. Spredningens er sterkt avhengig av bølgelengden til lyset, og virker sterkest på bølgelengder som er omtrent like store som støvpartiklene, altså på bølgelengder som svarer til blått lys. Effektiviteten av spredingen, R, kan skrives som R ~ l-4, slik at blått lys spres mye sterkere enn rødt lys. Typisk tetthet av støvpartikler er ~ 2 x 10-8 pr cm-3 og typisk massetetthet for støvet i skyene er ~ 6 x g cm-3. Det betyr at hvert støvkorn består av bare ca. 107 atomer, fortrinnsvis fra kull. Blå refleksjonståker framkommer ved spredning av lyset på støvpartikler i gassen. R ~ l-4 slik at blått spres mye mer enn rødt lys Jfr. blå himmel om dagen – rød solnedgang

7 AST1010 - Stjerners dannelse og livsfaser
Bildet viser Pleiadene eller Syvstjernene. De utgjør en stjernehope som består av forholdsvis unge stjerner. Disse stjernene er omgitt av en blå sky som er eksempel på en refleksjonståke. Materialet i skyene er rester av det som ble til overs etter at stjernene ble dannet. Denne restgassen og støvet er ennå ikke blåst helt vekk av vinder og stråling fra stjernene. Bildet viser bare noen få av de sterkeste stjernene i hopen, som har om lag 50 medlemmer. Vi ser at skyene ikke lyser av seg selv. De er for kalde og har så lav tetthet, Det lyset de sender ut har sitt opphav i stjerner i nærheten av skyen. Dette gjelder forøvrig for alle typer interstellare skyer. AST 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. Spredningen gjør at stjernene ser rødere ut en de egentlig er dersom lyset fra dem passerer igjennom en slik sky. Dette har naturlig nok virkning på anslaget av temperatur for disse stjernene ut fra spektralfordelingen av strålingen, slik vi for eksempel måler den ved fotometri. Merk at denne ”rødforskyvning” av spekteret er noe helt annet enn Dopplerforskyvning. Interstellar absorpsjon endrer ikke bølgelengden til spektrallinjer. Derimot endres forholdet mellom intensiteten vi måler i den røde og den blå del av spekteret. Effekten er naturlig nok størst i klart definerte skyer. Noen av disse kan være så tette at de blokkerer for alt lys. Men en mer diffus og tynn gass mellom stjernene som ikke er i skyer, gir også en forrødning, en ”reddening”, av lyset fra stjernene. AST 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. Vi har sett på klassifikasjonen av interstellare skyer etter utseende og skal nå se på klassifikasjonen etter den fysiske tilstanden for hydrogenatomene i tåkene. Især merker vi oss de kjempestore molekylskyene, fordi det er i disse skyene at stjerner kan dannes. Hydrogen i interstellare skyer kan befinne seg i tre tilstander: i form av molekyler, H2, som vanlige elektrisk nøytrale atomer og som ioniserte atomer. Molekylært hydrogen finner vi bare dersom skyene er kalde og forholdsvis tette. Oppvarming i form av stråling fra især varme stjerner som ligger nær skyene, river hydrogenmolekylene fra hverandre. Molekylskyene er derfor de kaldeste. De er også de tetteste. De absorberer lyset fullstendig og svarer til de mørke skyene. Skyene med ionisert hydrogen er de varmeste. Her vil ultrafiolett stråling fra varme stjerner inne i skya ioniserer hydrogenatomene. Dermed skapes en gass av raske elektroner som, siden de har høy hastigheter, utgjør en varm gass. Fordi elektronene kolliderer med protoner fører dette igjen til en oppvarming også av protonene og gasstemperaturen blir ’høy’. De fleste interstellare skyer består likevel av nøytralt atomisk hydrogen og har temperaturer mellom de vi finner i H II områdene og i molekylskyene. Vanlige hydrogenskyer og H II områder går det greit å påvise. H II områdene lyser, som vi så, i den røde Ha linjen. Skyer av atomært hydrogen kan påvises fordi de sender ut radiostråling i en linje fra hydrogen som har bølgelengde 21 cm. Den svarer til en energiovergang hvor spinnet på protonet i kjernen for hydrogenatomet veksler mellom tilstander hvor det er parallelt eller anti-parallelt med spinnet til elektronet i atomet. Skyer som vesentlig består av hydrogen molekyler er imidlertid vanskelig å oppdage. Grunnen er at hydrogenmolekylet, et symmetrisk molekyl, bare stråler på svært lange bølgelengder. I stedet kan man se på stråling fra karbonoksid, CO, og bruke det som proxy. Karbonoksid er et asymmetrisk molekyl og har en spektrallinje ved 2.6 millimeter som er lett tilgjengelig for radioobservasjoner. Det er derfor mye lettere å observere enn hydrogenmolekylet, selv om det er få CO molekyler i skyene, bare ett for hvert hydrogen molekyl. Fra observasjoner av linjene fra CO i radioområdet, har man funnet 6000 kjempestore molekylskyer i vår Melkevei. AST Stjerners dannelse og livsfaser

10 Hestehodetåken - en ugjennomsiktig molekylsky
Her vises Hestehodetåken. Den er eksempel på den tredje typen av interstellare tåker, de mørke absorberende tåkene. Disse tåkene kalles også kjempestore molekylskyer – Giant Molecular Cloud – GMC. En GMC kan ha en masse mellom 104 og 106 solmasser. Typisk tetthet er 100 til 1000 molekyler per kubikk centimeter og størrelsen av skyene er gjerne flere 10-talls parsec i utstrekning. Den tett molekylgassen består vesentlig består av H2, men inneholder også mindre mengder av mange andre molekyler. Tettheten er så stor at de er helt ugjennomsiktig i synlig lys. Mot en mørk bakgrunn er disse tåkene, som vi har nevnt, vanskelige å oppdage, men her vises den godt idet den skygger for en lysende emisjonståke i bakgrunnen. Slike mørke skyer kalles også ofte Barnard objekter. Hestehodetåken er Barnard objekt 33.

11 AST1010 - Stjerners dannelse og livsfaser
Her ser vi et annet Barnard objekt, Barnard 86. Den ugjennomsiktige molekyl gasseen skygger helt for et rikt stjernefelt i bakgrunnen, men gassen blir litt tynnere og mer gjennomsiktig rundt kantene. Siden skyene inneholder flere solmasser og mange stjerner dannes inne i hver sky vil stjernene opptrer i hoper etter at de er dannet. Vi får så kalte åpne stjernehoper. I figuren ser vi de sterke, blå stjernene i hopen NGC 6520 som ligger like ved Barnardobjekt 86. Stjernevind og kraftig stråling fra de varme, nydannede stjernene i NGC 6520 hat blåst bort gassen som lå rundt dem tidligere. Åpne hoper har typisk fra 10 til 1000 medlemmer. AST Stjerners dannelse og livsfaser

12 AST1010 - Stjerners dannelse og livsfaser
Bok globuler i IC2944 Bok globu- lene er ugjennom- siktige mot en rødt lysende bakgrunn i en emisjons- tåke. Inne i de tette molekylskyene dannes det enda tettere kjerner. Her oppnår vi tettheter på molekyler per kubikkcentimeter. Slike tette og supertette kjerner kalles gjerne Bok globuler. De vokser ofte ved at mindre kjerner slår seg sammen. Her ser vi Bok globuler og molekylskyer i flere størrelser mot en bakgrunn som er en rødt lysende emisjonståke, IC2944. Emisjonståken varmes opp av nydannede stjerner og er trolig en del av det samme kompleks av interstellar gass som Bok globulene. En slik situasjon med kalde Bok globuler og varm gass varmet opp av nye og varme stjerner nær ved, er ikke uvanlig, av årsaker som er lett å tenke seg. ”Faren” for Bok globulene er at de blir for varme og fordamper. På den andre siden kan trykk fra fotonene som de varme stjernene sender ut også tenkes å trykke gassen i globulene enda mer sammen og dermed virke til at det dannes stjerner inne i globulene. Bok globuler, som er steder hvor dannelsen av stjerner foregår, inneholder gjerne fra 10 til 50 solmasser. Størrelser er mellom 10,000 AU og 3 lysår for en Bok globul. Bok globuler forekommer som de tette kjernene i de store molekylskyene og en stor molekylsky inneholder mange, kanskje flere hundre, Bok globuler. Bok globulene er ugjennomsiktige i synlig lys, men at stjerner faktisk dannes inne i disse globulene er nå klart observert med teleskoper som benytter infrarøde bølgelengder. Den kalde og tette gassen i en Bok globul er betydelig mer gjennomsiktig i infrarødt enn i synlig lys. AST Stjerners dannelse og livsfaser

13 AST1010 - Stjerners dannelse og livsfaser
Lagunetåken inneholder elementer både av røde emisjonståker, av blå refleksjonståker og av molekylskyer og Bok globuler. Den illustrerer det vi til nå har sagt om materien mellom stjernene. Men ytterligere to fakta skal nevnes: Det finnes også en tynn, varm gass mellom stjernene utenom skyene. Tettheter her er 1 gasspartikkel per kubikkcentimeter eller lavere. Mengden av denne gassen er rimelig stor, den utgjør kanskje 20% av all interstellar gass. Skyene innholder ikke bare gass men også støvpartikler dannet av grunnstoffer tyngre enn hydrogen og helium. Mange støvpartikler inneholder silisium (Si) og kull (C). Dette er viktig for det er fra dette interstellare støvet at stein- og metall-planetene dannes. Støvet kan dannes i gass som strømmer ut fra stjerner og fra supernovaeksplosjoner. Men nå skal vi starte med å beskrive selve stjernedannelsen. AST 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. Det er vanskelig å få en gass i verdensrommet til å begynne å trekke seg sammen i sitt eget gravitasjonsfelt helt spontant. Sammentrekning som danner stjerner, krever høy tetthet i gassen. Man regner derfor at en sammentrekning starter ved at en ytre påvirkning først presser gassen sammen. Gravitasjonskollaps, som det kalles, kan nok forekomme uten en slik startårsak, men en utløsende sammentrykning gjør at stjernedannelsen kommer lettere i gang og flere stjerner dannes raskt. Uansett hvordan kollapsen starter så må skyene hvor stjernedannelse skjer, kombinere lav temperatur med høy tetthet. Temperaturen må være lav fordi dette betyr at hastigheten til gasspartiklene er lav. Vi husker at temperatur var definert som et må på den midlere bevegelsesenergi av partiklene i gassen: ½ m <v2> = k T. Dette betyr at gasspartiklenes middelhastighet er gitt ved <v2> = 2 kT/m, hvor T er temperatur, m er molekylets masse mens k et gitt tall, Boltzmanns konstant. Da vi beskrev hvordan solsystemet var dannet nevnte vi at gass fra en supernova kunne ha gitt den opphavelige utløsende sammenpressingen. I meteorer finner vi sluttprodukter av radioaktive prosesser med halveringstid på bare noen hundretusen år. Det radioaktive ”moder”-materialet må ha blitt dannet i en supernova bare ca 1-2 million år før solsystemet ble dannet. Gassen kastet ut ved supernovaeksplosjonen har derfor både presset den interstellare gass skya sammen og tilført de radioaktive grunnstoffene. AST 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. Vi tenker oss flere mulige årsaker til at en sammenpressing av den interstellare gassen vil skje. 1. En supernovaeksplosjon som kaster av seg et skall eller skyer av gass. Disse farer ut fra eksplosjonsstedet med supersonisk hastighet. Når denne gassen treffer en interstellar sky blir skyen presset sammen. 2. En kollisjon mellom to interstellare skyer kan presse sammen gassen i begge skyene. 3.Stråling fra en eller flere sterkt lysende stjerner skyver gassen utover fra stjernen og pakker den sammen Det betyr at dersom man får dannet stjerner i et område og noen av disse er O og B stjerner, så vil stålingen fra disse stjernene kunne pakke sammen gassen rundt dem og akselerere den til høye hastigheter. Sjokkfronter og fortetninger dannes og disse gir utgangspunkt for ny stjernedannelse. Dette kalles selvpropagerende stjernedannelse. Den skal vi komme tilbake til når vi diskuterer dannelsen av spiralarmer i galakser. 4. Turbulente bevegelser i gassen i skya kan presse gass sammen lokalt i stor nok grad til at kollaps starter. Turbulensen kan naturligvis ha som årsak alle mekanismene regnet opp i 1-3. 5. Trykkbølger som dannes i melkeveiens og galaksenes kjerner presser gassen sammen og forårsaker velordnede spiralarmer i galakser. AST Stjerners dannelse og livsfaser

16 AST1010 - Stjerners dannelse og livsfaser
Bildet viser Cygnus loopen, som er en såkalt supernova rest. Gassen er kastet ut ved en supernova eksplosjon for lenge siden og farer gjennom det interstellare rom. Når slik utsendt gass treffer en molekylsky kan denne bli tilstrekkelig presset sammen lokalt til at gassen kollapser i lokale områder og starter dannelsen av stjerner. AST Stjerners dannelse og livsfaser

17 AST1010 - Stjerners dannelse og livsfaser
Her vises Rosette tåken, som er en emisjonståke, et H II område, som ligger omgitt av en stor molekylsky. Selve Rosette tåken er omtrent 80 lysår i diameter. Vi ser hvordan en gruppe blå stjerner inne i tåken, som er nydannede og dermed varme, har blåst det rent for gass rundt seg. Gassen som blåses bort, kan da bli tilstrekkelig komprimert til at kollaps skjer når den kolliderer med molekylskyer. Men kanskje vil strålingen fra de varme stjernene bare varme opp gassen sterkt slik at den ”fordamper” ut i rommet i stedet for å fortette seg. Det er nok det sistnevnte som skjer i H II området. AST 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. Her skisseres i grove hovedtrekk stadiene i stjerneutviklingen fra det punkt hvor gassen i molekylskya fragmenterer til klumper på 10 til noen hundre solmasser, som begynner å trekke seg sammen inntil fusjon av helium til carbon blir antent. I denne siste fasen er stjernen allerede vel utviklet og har levd det meste av sitt liv. AST Stjerners dannelse og livsfaser

19 Sky med 104 solmasser Fragmenterer i klumper på 10- 50 solmasser og
størrelse ~ 0.1 pc. Klumpene blir til protostjerner i løpet av ≈10 Mår for sola. Starten kan være en kald og tett sky av molekyler og kanskje litt kondenserte mineraler i form av støv. La oss anta at skya strekker seg lysår i alle retninger med 100 hydrogenmolekyler per kubikkcentimeter. Den inneholder da omlag 10,000 solmasser. Vi har en GMC - en stor molekylsky. Inne i slike skyer danner det seg klumper med fra én til noen få solmasser, la oss si solmasser. En klump danner så en stjerne eller en liten gruppe av stjerner - en stjernehop. Nå har vi dannet en Bok globul. De minste og tetteste skyene kan ha en typisk utstrekning på 0.3 lysår (0.1 parsec) og en tetthet så høy som 1 million molekyler pr kubikkcentimeter. Temperaturen kan være så lav som 3K men kanskje er 10 K en mer vanlig verdi. Størrelsen 0.3 lysår svarer i størrelse til solsystemet, dersom vi inkluderer Oortskya - skya av kometer rundt planetsystemet. Gassen i disse klumpene trekker seg så videre sammen inntil vi får en protostjerne. Når gassen trekker seg sammen frigjøres gravitasjonsenergi idet gassen faller innover mot massesenteret. Det ville være rimelig om man tenke seg at dette gav en oppvarming av skya når de fallende gasspartiklene støter sammen med gassen i skya og fordeler sin fallenergi og hastighet på partiklene i skya. Men oppvarming skjer ikke i første omgang. Snarere er det slik at temperaturen synker noe. Grunnen er at utstrålingen i første omgang øker når temperaturen og tettheten stiger litt. Høyere tetthet og temperatur gir flere kollisjoner som løfter elektronene i atomene til høyere energinivåer. Atomene blir eksiterte. Men de eksiterte atomene faller raskt ned igjen til lavere energinivåer samtidig med at fotoner, energipakker av stråling, blir sendt ut. Videre er gassen i skya fortsatt tynn og skya er av den grunn gjennomsiktig i infrarødt lys hvor den stråler mest idet temperaturen er lav, selv om den er tett og absorberer synlig lys. Infrarøde fotoner som lages i det indre, slipper dermed rett ut uten å bli absorbert. Energien som vinnes ved sammentrekningen forsvinner ut i verdensrommet. Strålingen er altså en effektiv kjølemekanisme i denne tidlige ’gjennomsiktige’ fasen.

20 AST1010 - Stjerners dannelse og livsfaser
Stadiene som protostjerne prehovedserie stjerne. Når gassen i det sentrale objektet blir tett nok til at strålingen ”stenges inne”, har vi en protostjerne. Nå kan ikke strålingen virke som kjølemekanisme og protostjerna kjennetegnes ved at den blir varmet opp av den frigjorte gravitasjonsenergien. Oppvarmingen gjør at den begynner å stråle sterkere. Protostjerner er likevel vanskelige å observere fordi de ligger inne i de tette skyene de er dannet fra. De kan imidlertid registreres i infrarødt lys. Gassen blir senere blåst bort, eller blir til planeter eller faller inn i stjerna. Protostjernene er store. En protostjerne med masse som sola har 5 ganger større diameter en sola i dag og dermed 25 ganger større overflate. Videre blåser det en kraftig ”vind” av partikler fra protostjerna. Strålingen og stjernevinden gjør at innfallingen av gass fra skya rundt stjerna etter hvert stopper. Fra da av blir ikke stjerna mer massiv selv om den fortsetter å trekke seg sammen og varmes opp. Nå er den i prehovedserie fasen. Når temperaturen i det indre når omlag 107 K starter fusjonen av hydrogen til helium i kjernen. Stjerna blir da en stabil stjerne på hovedserien. Stjernenes utviklingsvei gjennom disse fasene er gjengitt i Hertzsprung-Russell diagrammet i figuren. Her vises gangen av overflatetemperatur og lysstyrke for stjerner med forskjellig masse. Den blå linjen markerer der hvor innfall av masse til stjernen stopper - overgangen fra protostjerne til prehovedserie stadiet. Det er angitt tider i diagrammet. Vi ser at stjernene med høyest masse utvikler seg raskest. Dette kommer vi snart tilbake til. AST 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. Fasen som protostjerne. I protostjernefasen dannes stjerna på et vis fra innsiden og utover ved at de indre delene av skya først faller sammen til et sentralobjekt. De ytre delene av skya faller så mer langsomt ned på dette objektet. Oppvarming skjer når den innfallende gassen treffer overflata av sentralobjektet. Gass fortsetter å falle inn og i hele protostjerne fasen og massen av protostjerna kan øke med en faktor 100 i løpet av gassinnsamlingen. Sammenfallingen av gass skya gir dobbeltstjerner eller enkeltstjerner med eller uten en gass-skive som planeter kan dannes fra. Om vi får dobbelt eller enkelt stjerner avhenger av hvor stor massen og rotasjonsmengden er. Rask rotasjon og stor masse gir et dobbeltstjerne eller et trippelstjerne system. Skal en planetskive dannes, må man også ha en viss mengde rotasjon. Lav rotasjon gir en enkeltstjerne med eller uten planetsystem. Fasen som prehovedserie stjerne. Innfall av masse stopper til slutt, fordi partikkelvind og sterk stråling fra protostjernen etter hvert blåser unna gassen nærmest den nye stjernen. Mye av denne stjernevinden blåser utover langs polaksene. Nå har stjernen fått den massen den skal ha, men sammentrekningen og oppvarmingen fortsetter. Når temperaturen i senteret av stjernen når 107 K starter fusjon av hydrogen til helium for alvor. Da har stjerna nådd hovedserien. I stadier i prehovedserie fasen kan stjerna være svært aktiv. Man ser utbrudd av stråling og sterk stjernevind. I denne så kalte T Tauri fasen (den variable stjerna T Tauri er prototypen for denne typen stjerner) kan stjernen misto opp til 0.4 solmasser som stjernevind. AST Stjerners dannelse og livsfaser

22 AST1010 - Stjerners dannelse og livsfaser
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. T Tauri stjerner representerer særlig aktiv fase under stjernedannelsen, gjerne like før stjerna når hovedserien. Hovedpunktene er beskrevet i sliden. De er meget lyssterke prehovedserie stjerner. Navnet kommer fra prototyp stjernen, T Tauri, en sterkt lysende variabel stjerne. AST Stjerners dannelse og livsfaser

23 AST1010 - Stjerners dannelse og livsfaser
DETTE ER EN ANIMASJON AV STJERNEDANNELSEN FRAM TIL T TAURI STADIET ELLER KANSKJE TIL ET TIDLIG PRE HOVEDSERIE STADIUM. DEN STARTER MED ET BILDE AV EN INTERSTELLAR SKY HVOR STJERNER DANNES VED GRAVITASJONSKOLLAPS. MOT SLUTTEN BLÅSES GASSEN BORT FRA DEN NYDANNEDE STJERNEN SOM ER OMGITT AV EN PRE-PLANETSKIVE OG BLÅSER GASS UT I JETSRÅLER LANGS ROTASJONSAKSEN. ANIMASJONEN LIGGER PÅ NETT OG KAN LASTES NED FRA LESEPLAN. AST Stjerners dannelse og livsfaser

24 AST1010 - Stjerners dannelse og livsfaser
Tidslinjene i diagrammet angir tiden som er gått siden protostjernen ble dannet. Vi ser at sola, eller en stjerne med med 1 solmasse, bruker 2-3 millioner år på å gå gjennom protostjerne stadiet. Tida fra innfallingen av masse stopper til fusjonen er fullt tent, prehovedserie stadiet, er for sola omlag 30 millioner år. Dette stadiet er utviklingsveien fra den blå ”fødselslinjen” (’birth line’) til hovedserien. For en mer massiv stjerne går utviklingen raskere. En stjerne med 3 solmasser tilbringer litt over en million år som prehovedserie stjerne, en med 5 solmasser bruker under 100 tusen år på dette utviklingstrinnet. Stjerner med masse over 7 solmasser fusjonerer gjennom hele pre-hovedseriestadiet, Trolig kommer proton-proton fusjon i gang i sola når temperaturen i kjernen når 10 MK. Men alt fra 1 MK skjer kjernefysiske prosesser som involverer D, Li, Be og B. Disse grunnstoffene lages i Big Bang og finnes i små mengder i alle stjerner. Fusjon av deuterium gir litt energi, men bare små mengder. Når stjernen når hovedserien er fusjon av hydrogen til helium i full gang. Temperaturen i senteret (for sola) når 15 millioner grader og stjerna er stabil. Merk at utviklingsveiene er horisontale i HR diagrammet i vesentlige deler av prehovedserie fasen. Det betyr at stjernenes overflater blir varmere uten at lysstyrken øker. Siden L ∝ T4 x R2 betyr dette at de trekker seg sammen. I en stjerne med 3 solmasser øker temperaturen til over det 3-dobbelt i denne fasen og den erfarer følgelig en reduksjon i radius med en faktor nesten lik 10. Bare for små stjerner faller lysstyrken vesentlig slik at temperaturen er konstant i hele eller deler av denne fasen. AST Stjerners dannelse og livsfaser

25 AST1010 - Stjerners dannelse og livsfaser
Ikke alle kropper som trekker seg sammen blir til fullt utviklede stjerner. Dersom en ”stjerne” samler mindre enn om lag 0.08 solmasser, vil fusjonsprosessene aldri tennes. Det blir ikke varmt nok i kjernen. Vi har det som kalles en brun dverg. Brune dverger ble først bare forutsagt teoretisk fra beregninger, men her ser vi et bilde av den første brune dvergen som ble observert. Dette skjedde i Den finnes i et dobbeltstjerne system hvor hovedpartneren er en svak hovedserie stjerne, Gliese 229. De to komponentene har fått navnene Gliese 229 A og B. Her sammenligns vi Gliese 229 A og B med sola, med en ekstremt liten rød hovedseriedverg, Teide 1(som ikke er en brun dverg), og med planeten Jupiter. Merk at den brune dvergen, Gliese 229B, har diameter omtrent som Jupiter, selv om dens masse er 13 ganger større. Vi husker at Jupiter ikke var vesentlig større enn Saturn og trolig har så stor radius som et ”kaldt” legeme av hydrogen og helium kan få. Jupiter har solmasser og mangler en faktor 80 i masse på å bli en stjerne. Et legeme må ha 0.08 solmasser (eller 80 Jupiter masser) for å bli varmt nok i det indre til at fusjonen av hydrogen til helium kan starte. Brune dverger får likevel noe energi fra fusjon av D og Li til He. Brune dverger finnes både som isolerte stjerner og i dobbeltsystemer. Det synes i dag klart at brune dverger er dannet på samme måten som vanlige stjerner. Det er ikke en forvokst planet man har med å gjøre. Det er nå påvist hele hoper av brune dverger. AST Stjerners dannelse og livsfaser

26 Stjerner kan også bli for store – mer enn 100 solmasser
Protostjerner kan også bli for store. Pistolstjernen, som befinner seg nær Melkeveiens sentrum, kan ha startet med mer enn 200 solmasser, men den er sterkt ustabil. Her ser vi den omgitt av gass som er slengt ut i utbrudd for år siden. Hvorfor blir store stjerner så ustabile? Strålingen fra en stor stjerne vil gi et strålingstrykk, et trykk fra fotonene, som gjør at den er den ustabil. Et slikt fotontrykk får vi fordi fotonene overfører bevegelsesmengde til gassen når de ’kolliderer’ med atomene og blir absorbert. Det store fotontrykket gjør at den store stjernen kaster av seg sin ekstra masse. Pistolen kan faktisk ende opp med bare 10 solmasser før disse episodene er over. Vanligvis regner vi at den største masse en stabil stjerne kan ha er ca 60 solmasser. Større stjerner vil være ustabile og vil rives sunde av trykket fra sin egen stråling.

27 Stjernedannelse, stjernehoper og H II områder
Bok globuler og stjernehoper. Vi har nevnt at stjernene dannes i hoper i skyer med kanskje tusen solmasser, Bok globuler. Her tenker man seg at stjernedannelsen er i gang i utkanten av en molekylsky. Siden hopen er ung inneholder den mange O og B stjerner. Stråling fra disse splitter opp molekylene og ioniserer gassen rundt. Vi får et område med ionisert hydrogen, et stort H II område, rundt hopen. Strålingen trenger videre inn i molekylskya til høyre. Gass og stråling strømmer ut fra det ekspanderende H II området, kolliderer med gassen i molekylskya og det dannes kjerner for ny stjernedannelse. Små H II områder dannes rundt nydannede enkeltstjerne av typer O og B. Til venstre ser vi eldre hoper fra tidligere perioder med stjernedannelser i samme skya. Disse stjernedannelsene har ’spiste opp’ molekylskya rundt seg. Nå ligger bare stjernene i hopene igjen. I de eldre hopene har O og B stjernene allerede forsvunnet fra hovedserien fordi de fusjonerer hydrogenet sitt så raskt. Hopene er derfor preget av kaldere stjerner som ikke lyser så sterkt, men som der er mange flere av. I disse eldre hopene finner vi en blanding av stjerner av alle temperaturer. Til å begynne med holder stjernene i en hop tett sammen. De beveger seg i nesten parallelle baner i rommet og det ser ut som om bevegelsen stråler ut fra ett sted. Fra denne tilsynelatende divergensen i banene, som er en perspektiveffekt, kan man finne hvor gammel hopen er når man måler hvor langt borte den er og hvor fort stjernene beveger seg. Metoden gir en måte å bestemme alderen for stjerner på som er uavhengig av andre metoder. Etter hvert sprer stjernene i hopen seg. Hastighetsforskjeller, påvirkning fra andre stjerner og fra massive skyer av gass som passeres, gjør at hopen går i oppløsning etter kanskje en milliard år.

28 AST1010 - Stjerners dannelse og livsfaser
M11 Dette er stjernehopen Messier 11, eller M11. M11 er en åpen stjernehop, men nokså tett befolket og preges av blå og hvite stjerner. Den tette hopen og de mange blå stjernene henger sammen med at dette er en ung hop. Messier var en astronom som rundt år 1800 laget en katalog med mer enn 100 stjernehoper, planetariske tåker og galakser for å lette letingen etter planeter. Med katalogen kunne han med en gang avgjøre om det diffuse objektet han så i teleskopet var en planet. AST Stjerners dannelse og livsfaser

29 AST1010 - Stjerners dannelse og livsfaser
M50 M50 er en annen åpen hop med stjerner som er noe gulere og rødere. Stjernene ligger mer spredd utover og består av stjerner som er eldre enn de vi finner i M11. Dette er som ventet. At vi her finner forholdsvis flere røde stjerner viser at hopen er eldre enn M11 og det stemmer igjen med at stjernene i hopen er blitt mer spredd. AST Stjerners dannelse og livsfaser

30 AST1010 - Stjerners dannelse og livsfaser
NGC 2264 og Pleiadene Alderen av en stjernehop kan avleses av dens HR diagram. Her ser vi to unge hoper. NGC 2264 til venstre er bare 2 millioner år gammel. O og tidlige B type stjerner, som utvikler seg raskest side de er mest massive, er allerede ankommet hovedserien, men ikke stjernetype A, med temperatur 10-11,000 K, og kaldere stjerner. I Pleiadene til høyre har O og B stjerner forlatt hovedserien, men ikke de sene A stjernene. Alle de kaldere stjernene (T < K) er imidlertid ankommet hovedserien. Denne hopen er 100 million år gammel. AST Stjerners dannelse og livsfaser

31 Livet på hovedserien * Stjerner på øker i lysstyrke i løpet av sin
levetid der. For sola er økningen omtrent 30%. ”Livet på Hovedserien”. Stjerner på hovedserien fusjonerer hydrogen til helium. Men mens de er på hovedserien øker stjernene i lysstyrke. For en stjerne som sola er økningen omtrent 30%. Dette betyr at hovedserien har en viss ”bredde” i HR diagrammet. Grunnen er at når hydrogen fusjonerer til helium i kjernen blir det færre gasspartikler. Siden trykk avhenger av antall og styrke av kollisjoner mellom gasspartiklene, så må temperaturen øke i det indre dersom endringer i trykket skal kunne fortsette å bære oppe en uendret vekt av lagene utafor kjernen. Her må vi huske prinsippet om hydrostatisk likevekt. Siden antall partikler har minket på grunn av fusjon, så må dette oppveies ved at temperaturen øker. Her husker vi at gasstrykket, P, kan skrives som produktet av partikkeltetthet, N, og temperatur, T: P = k N T. Hvis trykket skal holdes konstant på et sted og partikkeltettheten minker, så må temperaturen øke. Men høyere temperatur betyr at forbrenningsraten øker. Det produseres mer energi og utstrålingen fra stjernen øker tilsvarende. Økningen i lysstyrke er av størrelse 30%. Dette er bakgrunnen for det vi nevnte i forelesningen om utvikling av atmosfærene på de indre planetene, at solas intensitet har økt i løpet av de 5 milliarder år den har eksistert. Diagrammet viser videre hva som skjer med stjernene etter at de har forlatt hovedserien. Dette omtales videre plansjene

32 AST1010 - Stjerners dannelse og livsfaser
Levetid på hovedserien for stjerner Levetider stemmer rimelig bra med rela-sjonen mellom masse og lysstyrke : t ~ M-2.5 for stjernetyper tidligere enn M. Tabellen angir sammenhenger mellom flere stjerneparametere, men vi skal særlig sammenligne levetidene på hovedserien for ulike typer av stjerner med forskjellig masse. Levetidene er beregnet fra detaljerte stjernemodeller, men resultatene stemmer godt med et enkelt estimat ut fra masse – lysstyrke relasjonen. Levetiden for en stjerne på hovedserien er bestemt av tiden den bruker på å fusjonere den delen av hydrogenet i stjerna som er tilgjengelig for fusjonering. For sola husker vi at denne tilgjengelige delen utgjorde hydrogenet i kjerna, hvor temperatur og tetthet var høy nok. Dette utgjorde om lag 10% av solmassen. Den andre faktoren som spiller inn, er hvor raskt stjerna fusjonerer hydrogen. Det har man et godt mål på i mengden av energi som den stråler ut. Levetiden blir dermed tilnærmet proporsjonal med et forhold mellom masse og utstråling, mellom reservoar og forbruk: t ~ M/ L. Så husker vi masse lysstyrke relasjonen: L ~ M3.5. Setter vi dette inn får vi levetiden t ~ M-2.5. Da antar vi at en like stor andel av hydrogenet i hver stjerne blir omdannet til helium. Formelen gir rimelige verdier sammenlignet med de presise beregningene, idet avvikene, med ett unntak, er mindre enn 25%. Det store unntaket er M stjernene. Disse konverterer alt sitt hydrogen til helium. Deres levetid ifølge. masse lysstyrkerelasjonen skulle være 55 x 109 år, men er altså 200 x 109 år! Grunnen er at røde dverger med masse mindre enn 0.4 solmasser, er fullstendig konvektive. Dermed føres nyskapt helium til overflata og hydrogen strømmer inn i det indre til de energiproduserende lagene. De røde dvergene kan da forme om hele sin masse til helium, mens større stjerner bare omformer en mindre del, 10% for solas vedkommende. I stjerner med større masse enn 0.4 solmasser forblir kjernen og lagene utenfor atskilte gjennom hele livet på hovedserien. Der er ingen masseutveksling. Merk at allerede stjerner med 0.75 solmasser har levetid på hovedserien på 15 milliarder år. Dette er omtrent den tiden man mener universet har eksistert! AST Stjerners dannelse og livsfaser

33 Kjempestgjerner. Hva skjer videre med stjerner som for eksempel sola, stjerner som er større enn 0.4 solmasser? Når hydrogenbrenningen slokner vil kjernen begynne å trekke seg sammen. Gravitasjonsenergi blir frigjort når masse faller innover og denne energien omformes til varme og temperaturen øker i det indre av stjernen. I lagene rett utafor den tidligere kjernen antennes da skallbrenning av hydrogen til helium i et relativt tynt skall. Selv om om kjernen fortsetter å trekke seg sammen og varmes opp så er det skallbrenningen som gir den energien som stjernen nå stråler ut. Stjernen er nå på vei til å bli en kjempestjerne. De ytre lagene av stjernen blåses voldsomt opp på grunn av oppvarmingen fra skallbrenningen. Stjernens radius øker enormt, men overflatetemperaturen synker til mellom 6000 K og 3000 K. Sola vil, som vi ser, øke til en kjempe med radius 0.5 AU. Det er 100 ganger så stor radius som den har i dag på hovedserien. Den vil da fylle en vinkel på 60 grader på himmelen sett fra jorda. Merkur og Venus vil fordampe og jorda vil svis helt av. Det er vanskelig å kartlegge detaljert de fysiske mekanismer som gjør at stjernene ender opp som små, tette kjerner omgitt av enorme skyer med tynn gass. Bergninger gjøres med omfattende programmer hvor man taper noe av oversikten over detaljene i det som skjer. Samtidig med overgangen til et kjempestadium dannes kraftige stjernevinder som gir massetap på typisk 10-7 solmasser per år. Til sammenligning er massetapet fra solvinden i dag bare solmasser per år.

34 AST1010 - Stjerners dannelse og livsfaser
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 + g Også 12C + 4He  16O + g Heliumbrenning pågår i ca 20% av den tid hydrogenbrenningen varer. Kjernen trekker seg sammen inntil temperaturen der blir så høy at fusjon av helium kan starte. Dette skjer ved 120 million Kelvin. Da begynner fusjon av helium til lull i en kjerne som har en radius som bare er 0.1% stjernens radius. Heliumfusjon skjer ved trippel alfa prosessen. To heliumkjerner som først kommer sammen og må kollidere og slutte seg sammen med en tredje kjerne i løpet av 10-8 sekund. Foruten de to prosessene som er angitt: 4He + 4He + 4He  12C + g og 12C + 4He  16O + g har man prosesser som gir N (nitrogen) som resultat. Heliumfusjon vil foregå i sola i ca 2 milliarder år. Det er ganske lang tid, 20% av levetiden på hovedserien. AST 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. Antenning av heliumfusjon skjer på to forskjellige måter avhengig av hvor stor masse stjernen har. Skillet går ved 2 solmasser, selv om noen kilder oppgir 4 solmasser. Dette er verdier basert på beregninger. Stjerner med masser over 2 solmasser går gradvis over til heliumbrenning. Mekanismen som sikrer dette skyldes en sikkerhetsventil som gjør at stjerna ikke ”koker over”. Den virker slik at når temperaturen øker så øker trykket. Stjerna utvider seg litt og temperaturen går litt ned igjen. En del av energien brukes til å blåse opp stjerna. Dette skjer i store stjerner. Mindre stjerner, under 2 solmasser, blir mer komprimerte enn store stjerner på veien mot de 120 million grader hvor trippel-alfa prosessen starter. Da blir elektron gassen i det indre det av stjerna det som kalles degenerert. I denne tilstanden faller sikkerhetsventilen ut fordi trykk og temperatur ikke lenger avhenger av hverandre. Temperaturen kan øke uten at det fører til en trykkøkning og utvidelse som forbruker energi og senker temperaturen. AST Stjerners dannelse og livsfaser

36 AST1010 - Stjerners dannelse og livsfaser
Normal og degenerert gass Degenerert gass. Hva er årsaken til dette? I en degenerert gass (t.h.) kan ikke partiklene, i dette tilfelle si elektronene, bevege seg fritt omkring slik som i en vanelig gass. I stedet blir de pakket tett sammen og posisjoner og hastigheter bestemmes av en kvantemekanisk regel, Paulis eksklusjonsprinsipp. Dette legger begrensninger på hvordan energinivåene blir befolket. Alle energinivåene opp til en viss grense er nå fullt besatt og elektronene inne i kjernen til stjerna oppførerer seg ikke som en gass, men mer som et metall. Den degenererte materien leder da også både elektrisitet og varme meget godt. Tettheten er omtrent 106 g cm-3. Det betyr at en fyrstikkeske av stoffet veier 10 tonn. Elektronene i kjernen ligger tettere pakket enn elektroner i baner inn i et normalt atom. Når kjernen i stjernen fortsetter å varmes opp fordi gravitasjonsenergi blir frigjort i sammentrekningen og temperaturen dermed stiger, så får vi til slutt ”antenning” av heliumfusjon. Men mens man i store stjerner da får en utvidelse av gassen med påfølgende umiddelbar senkning av temperaturen, stopp i oppvarmingen og stabilisering av forbrenningsraten, så vil dette ikke skje i den degenererte kjernen. Her vil trykket ikke øke, fordi elektronene ikke kan bevege seg fritt, men er begrenset av elektrongassens struktur. Forbrenning av helium gjør at oppvarmingen likevel fortsetter, og dette gir ytterligere økt heliumforbrenning. Siden den degenererte kjernen også leder varmen godt så sprer også varmen seg øyeblikkelig i hele kjernen. Resultatet blir en eksplosiv start av forbrenningen som omformer en stor del av heliumet til kull i løpet av noen timer. Dette kalles heliumflash. Energiproduksjonen er som fra 100 milliard stjerner mens dette står på og den eksplosive forbrenningen fortsetter til man når en temperatur på mer en 300 million grader. Dette er tilstrekkelig høyt til at vi igjen får en vanlig ikke-degenerert elektron gass. Forbrenningen av helium kan da kan gå mer rolig. Stjernen eksploderer ikke. I stedet går energien med til å omstrukturere det indre slik at degenerasjonen forsvinner. Derfor ser vi ingen virkninger på overflata av stjernen fra den voldsomme energifrigjøringen i heliumflashet. AST Stjerners dannelse og livsfaser

37 AST1010 - Stjerners dannelse og livsfaser
Stjerneutviklingen etter hovedserien. Etter at den har forlatt hovedserien beveger stjernene seg stort sett horisontalt mot høyre i HR diagrammet. Dette skjer mens de utvider seg samtidig med at kjernen trekker seg sammen. Overflatetemperaturen avtar, men radius øker nok til omtrent å kompensere for dette. Men like før heliumfusjon begynner i kjernen vil stjernene bevege seg oppover i HR diagrammet og komme inn på kjempegrenen i HR diagrammet. Da er overflattemperaturen konstant, men stjerneradien og dermed overflatearealet øker. Da øker også den totale energi som sendes ut. Når så heliumfusjonen i kjernen begynner vil stjernen bakke opp litt og deretter vandre fram og tilbake etter som den justeres til sin nye energikilde. For massive stjerner kommer videre forbrenning av C og O til tyngre grunnstoffer, men det berøres ikke her. Merk heliumflashet for de minst massive stjernene, avmerket med stjerne i diagrammet for stjerner med 1 og 2 solmasser. Den maksimale intensiteten for disse stjernene, som omtrent er like store som sola, er omtrent 2000 ganger solas nåværende intensitet. AST Stjerners dannelse og livsfaser

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. Kulehoper. Vi har beskrevet hvordan stjerner dannes og utvikler fra molekylskyer, noe som fører til at stjernene opptrer i åpne hoper. Hopene er alle forholdsvis unge, under 1 milliard år gamle. Etter et slikt tidsrom driver stjernene i hopen fra hverandre og hopen opphører. Men det finnes også en annen type av stjernehop, de så kalte kulehoper. Stjernene i disse hopene ligger så nær hverandre at hele hopen bindes sammen av gravitasjonskrefter. Kulehopene er store, med opptil en million stjerner i hoper med diametre på 300 lysår. De åpne hopen finner vi bare i galakseskiva, men kulehopene finnes overalt i et kuleformet område så stort som hele melkeveien. Kulehopene er gamle nok til at vi kan finne stjerner med lave masser (M* < 2 Msol) som har nådd og passert sin heliumflash fase. De kan altså være meget gamle.

39 AST1010 - Stjerners dannelse og livsfaser
Alderen for en kulehop og også for åpne hoper kan finnes fra Hertzsprung – Russell diagrammet for hopen. Dette har vi alt vært inne på. Her vises HR diagrammer for en rekke stjernehoper, både åpne hoper og kulehoper. Bildet illustrerer hvordan stjernene forlater hovedserien for hoper med forskjellig alder. De åpne hopene er unge. De inneholder stjerner som er noen hundre million til omtrent 1 milliard år gamle. Den eldste hopen i diagrammet, M67, er en kulehop. Den er kanskje 5 milliard år gammel. Eldre hoper finnes også. Diagrammet illustrerer en måte å finne alder av stjerner og stjernehoper. Tallene langs hovedserien angir total levealder til stjerner som ligger akkurat der i sin hovedserie fase. Hovedseriens ”knekkpunkt” i HR diagrammet forteller derfor om hopens alder. Man regner gjerne at alle stjernene i en hop er dannet samtidig, men det er ikke sikkert hvor riktig det er. Dannelsen av stjernene i hopen kan lett strekke seg ut over noen titalls millioner år. AST Stjerners dannelse og livsfaser

40 Dette er HR diagrammet for en kulehop hvor hele øvre del av hovedserien mangler. Stjernene på denne del av hovedserien har, til dels for lang tid siden, forlatt hovedserien! Stjernene merket ’horisontalgrenen’ er stjerner med under 2 solmasser som har gått gjennom sitt helium flash og nå fusjonerer helium i en rolig fase. Vi ser også en kjempegren som er vel utviklet. Regnet etter stedet hvor hovedserien slutter, synes det som om denne kulehopen er milliarder år gammel!

41 AST1010 - Stjerners dannelse og livsfaser
Populasjoner og metallinnhold i stjerner Skiller populasjonene gjennom spektrene: Populasjon II stjerner (øverst) - metallfattige og ’gamle’ Populasjon I stjerner (nederst) - metallrike og ’unge’ Vi har nevnt hvordan supernovaer og stråling fra O og B stjerner kan utløse ny stjernedannelse. Supernovaene tilfører grunnstoffer tyngre enn helium, såkalt metaller i astrofysisk språkbruk, til stjerner som dannes. Derfor vil nydannede stjerner ha et større innhold av metaller enn meget gamle stjerner, fordi den gassen de er dannet av er anriket gjennom supernovaeksplosjoner og fra stjernevind. Vi deler derfor inn stjernene i generasjoner alt etter hvor mye metaller de inneholder. Det kan godt være at vi har flere generasjoner stjerner. Vanligvis tar vi likevel med bare to. 1. Vi har gamle stjerner med lite metall. Disse kalles Populasjon II stjerner. og vi finner dem i kulehoper og i de sentrale deler av galaksen, av Melkeveien. 2. Unge stjerner som er dannet av allerede anriket materiale kalles Populasjon I stjerner. De finner vi gjerne der hvor nye stjerner fødes: i spiralarmene, men også i de sentrale delene i Melkeveien. I det siste har man også påvist det som er blitt kalt populasjon III stjerner, stjerner med ekstremt lavt metall innhold. Figuren viser hvordan vi kan skille populasjonstype I og II fra spektrene. Populasjon I stjernene som har forholdsvis mye metallatomer, har spektra med stor tetthet av absorpsjonslinjer, spektrum b i figuren, i motsetning til Populasjon II stjernene, representert ved spektrum a. Finnes det stjerner med vesentlig mer metaller enn Populasjon I stjerner? Riktignok varierer metallinnholdet inne gruppen en god del, men likevel kan man ikke si at det er grunnlag for en enda mer metallrik klasse. En mulig forklaring på dette skal vi komme tilbake til når vi behandler vår egen galakse, Melkeveien. AST Stjerners dannelse og livsfaser

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


Laste ned ppt "AST Forelesning 14 Interstellare skyer - flere typer."

Liknende presentasjoner


Annonser fra Google