AST1010 Forlesning 14

Transkript

1 AST1010 Forlesning 14 Stjernenes liv fra fødsel :l død Innhold Interstellare skyer Stjernedannelse i kalde skyer. Veien :l hovedserien Tiden på hovedserien Livet eeer hovedserien for leee stjerner Livet eeer hovedserien for tunge stjerner 1

2 Skyer av gass og støv 3 Skyer av gass og støv 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 teeeste tåkene. 2

3 Klassifikasjon av interstellare skyer Tre hovedtyper av tåker eeer utseende: Emisjonståker. Refleksjonståker. Mørke absorberende tåker. Tre hovedtyper eeer fysiske kriterier: HII- områder. Vanlige hydrogenskyer. Kjempestore molekylskyer (KMS) (Engelsk: GMC: Giant Molecular Clouds.) 5 To refleksjonståker og en emisjonståke 6 3

4 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, teee skyene, som vesentlig består av hydrogenmolekyler, H 2. Skyene må være kalde med stor nok teehet dersom sammentrekningen skal begynne. 7 Hestehodetåken - en ugjennomsik:g molekylsky 8 4

5 Bok- globuler i IC2944 Bok- globu- lene er ugjennom- sik:ge mot en rødt lysende bakgrunn i en emisjons- tåke. AST Stjerners dannelse og livsfaser 9 Hva må :l for å få gassen :l å trekke seg sammen? Temperatur så lav som 10 K kombinert med høy teehet. Høyere temperatur molekylene beveger seg så raskt at gassen spres. Gravitasjonskreeene må være sterke mye masse i lite volum, altså stor teehet. En sammenpressing fra utsiden vil kunne starte en sammentrekning, og deee er kanskje også nødvendig. 10 5

6 Sammenpressing: Fem mulige årsaker Supernovaeksplosjon supernovaen kaster av seg et gass- skall som farer ut fra stjernen med supersonisk has:ghet 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. 11 Faser i stjerneutviklingen Kald sky fragmenterer :l klumper på 50 solmasser, som trekker seg sammen. Protostjernefasen sentralobjektet varmes opp, men moear fortsae gass som faller inn fra skya rundt stjernen. Energikilden er fallenergi. Prehovedseriefasen innfall av gass stopper, stjerna varmes fortsae opp, men fusjon av hydrogen er ennå ikke startet. Hovedseriefasen stjerna er nå stabil, er på hovedserien og fusjonerer hydrogen :l helium. Fusjonen slueer posthovedseriefasen. Antenning av heliumfusjon: 3 x 4 He 12 C. 12 6

7 Sky med 10 4 solmasser Fragmenterer i klumper på solmasser og størrelse ~ 0.1 pc. Klumpene blir til protostjerner i løpet av 10 millioner år (for sollignende stjerner.) 13 AST Stjerners dannelse og livsfaser 14 7

8 Proto- og pre- hovedseriefase Indre delene av skya faller sammen :l et sentralobjekt. Massen øker sterkt. Kollaps gir dobbelt- eller enkeltstjerner med og uten planetskiver. Protostjernefase varer i år for en stjerne som sola. Innfall av gass og støv stoppes av stjernevind og kraeig stråling - gir pre- hovedseriestjerne. Energi fremdeles fra sammentrekning inn:l temperatur i sentrum når ca 10 7 K. Fusjon starter og lager nok energi :l å stoppe videre sammentrekning. 15 AST Stjerners dannelse og livsfaser 16 8

9 Stjerner kan også bli for store Ustabile hvis mer enn 100 solmasser 17 M11 AST Stjerners dannelse og livsfaser 18 9

10 M50 AST Stjerners dannelse og livsfaser 19 Livet på hovedserien * Stjerner på hovedserien øker i lysstyrke i løpet av sin leve:d der. * For sola er økningen omtrent 30%

11 Leve:d på hovedserien for stjerner Leve:der stemmer rimelig bra med relasjonen mellom masse og lysstyrke : τ ~ M for stjernetyper :dligere enn klasse M

12 Heliumfusjon Kjernen fortseeer å varmes opp inn:l 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 alfaprosessen ved 120 MK: 4 He + 4 He + 4 He 12 C + γ Også 12 C + 4 He 16 O + γ Heliumbrenning pågår i ca 20% av den :d hydrogenbrenningen varer. 23 Gradvis heliumbrenning eller heliumglimt? Stjerner med masser over 2 solmasser har gradvis overgang :l heliumbrenning. Gassen i det indre er en normal gass, der trykket øker når temperaturen øker Stjerner med masse under 2 solmasser vil bestå av degenerert gass i det indre. Trykket er da uavhengig av temperatur. Temperaturen kan øke eksplosivt

13 En kulehop Kulehoper kan ha opp :l en million stjerner. De er stabile. Gravitasjon holder dem sammen. Stjernene i kulehoper kan være meget gamle

14 Populasjoner og metallinnhold i stjerner Skiller populasjonene gjennom spektrene: Populasjon II- stjerner (øverst) - metallfapge og gamle Populasjon I- stjerner (nederst) - metallrike og unge 27 Utvikling av stjerner under 2 solmasser - Skallbrenning av hydrogen i den røde kjempegrenen. - Heliumflash en stor del av heliumet i kjernen omvandles?l karbon i løpet av?mer. Omstrukturering. - Jevn forbrenning resterende He C i horisontalgrenen. - Skallbrenning av helium i den asympto?ske kjempegrenen. - Sterke stjernevinder opp?l ~ 10-6 solmasser per år

15 Indre struktur og størrelse for AGB- stjerne Kjernen hvor alt foregår er på størrelse med jorda. TeEheten i ytre lag er meget lav. 29 Veien :l planetariske tåker 30 15

16 31 AST Stjernenes sluestadier 32 16

17 AST Stjernenes sluestadier 33 AST Stjernenes sluestadier 17

18 AST Stjernenes sluestadier 35 Stadiet med planetariske tåker - en oppsummering Nesten alle stjerner (95 %) vil gå gjennom et stadium hvor de sender ut en planetarisk tåke. (De øvrige blir supernovaer.) Trolig finnes slike tåker i vår galakse. Tåkene er kortlivede, typisk alder år. AST Stjernenes sluestadier 36 18

19 AST Stjernenes sluestadier 37 Hva skjer med de store stjernene? (M > 8 solmasser) Stjerner mindre enn 8 solmasser ender som planetariske tåker og hvite dverger. Massive stjerner blir supernovaer og ender som nøytronstjerner og sorte hull. De massive stjernene lager det meste av de grunnstoffene i universet som er tyngre enn karbon, oksygen og nitrogen

20 Stjerneutvikling i sent stadium for en massiv stjerne større en 8 solmasser AST Stjernenes sluestadier

21 Sen fase i utviklingen av massive stjerner Strålingstrykket fra fusjonen i skall skyver stjernegassen i de ytre lagene utover gir en massiv stjernevind. SluEproduktet av fusjonene er jern. Videre. fusjonering frigjør ikke, men forbruker energi. Resultat av skallbrenningen gir en stadig større askehaug av jern i sentrum av stjernen. Når jernkjernen overs:ger 1.4 solmasser greier ikke degenerasjonstrykket å stå imot vekten av de overliggende lagene. Kjernen faller straks sammen. 41 Kjernekollaps og eksplosjon Kollaps gir temperaturs:gning :l 5 x 10 9 K Fotodisintegrasjon vil bryte opp de tunge atomkjernene: γ + 56 Fe 13 4 He + 4n. Grunnstoffer bygget opp over millioner av år brytes ned på en brøkdel av et sekund! Kjernekollaps stopper når kjernediameter har avtae :l ca 10 km; teehet 4x10 14 g cm - 3. TeEheten gir nøytronisering: p + + e - n + ν e. Merk at prosessen frigjør store mengder nøytrinoer (noen ganger nøytrinoer)

22 Kjernekollaps og eksplosjon (2) De overliggende lag faller ned mot kjernen med has:ghet opp mot 50,000 km s - 1. Teori (før ca. 1987): gassen spreeer elas:sk :lbake fra kjernen med stor nok has:ghet :l å gi supernovaeksplosjon en sjokkbølge løeer den overliggende massen. Det viste seg at sjokket stagnerte ble stående s:lle mens massen fortsaee å strømme nedover gjennom sjokkfronten. Nøytrinoabsorpsjon i sjokkfronten (nøytrinostrålingstrykk) får sjokket i gang igjen, tror man (men ennå usikkerhet her). 43 Kjernekollaps og eksplosjon (3) Eksplosjonen er inhomogen antent av nøytrinodrevet konveksjon i kjernen. Inhomogeniteten er vik:g for å forklare supernovafenomenet. Gassene som :l slue kastes av blir komprimert av nøytrinostrålingen og varmet opp slik at fusjon starter. Denne fusjonen i gassen som kastes ut bygger opp en hoveddel av de tunge grunnstoffene fra supernovaeksplosjoner. De mest massive grunnstoffene bygges opp ved nøytronabsorpsjon, såkalte r prosesser

23 Cygnusløkken i røntgen E Krabbetåken Vela 45 De tunge grunnstoffene? Supernovaer av type II Stjernevind fra kjempestjerner (i hovedsak karbon og oksygen) s og r prosesser (for slow og rapid) deee er prosesser hvor nøytroner tas opp i kjerner og det dannes et tyngre grunnstoff danner flere grunnstoffer og isotoper enn fusjon alene danne grunnstoffer tyngre enn jern Nukleosyntese i interstellar gass forårsaket av energirike kosmiske protoner og elektroner 46 23

24 Neste forelesning: Stjernelik : Hvite dverger, nøytronstjerner og sorte hull 24