Stjärnors födelse ( kap. 20 i Freedman-Kaufmann: Universe 6 ed )

Att förstå hur stjärnor utvecklas kräver både observationer och idéer från fysiken (20-1) Stjärnor föds, åldras och dör. Solen kan inte leva för evigt; Den förbrukar 6·1011 kg H per sekund. Detta omvandlas till He. H omvandlas till He i alla huvudseriestjärnor.

Eftersom stjärnornas utveckling är så långsam kan man inte följa mer än högst fragment av utveckling hos några av dem. De möjligheter vi haft kan jämföras med om en grupp aliens under 20 sekunder tagit bilder från spionsatelliter och ur dessa försöker komma fram till hur en människa blir till, föds, utvecklas, åldras och dör. Stjärnors inre går inte att se.

Modeller används Gravitation balanserar tryck Om obalans: expansion el. kontraktion tills ny jämvikt Då ändras även färg och ljusstyrka.

Interstellär gas och stoft genomströmmar Vintergatan (20-2) Interstellära mediet Tunn gas med små stoftkorn mellan stjärnorna Ex Orionnebulosan Interstellära moln kallas nebulosor. Orionnebulosan sänder ut sitt eget ljus (är en emissionsnebulosa).

Emissionsnebulosor Omkring 100-10 000 solmassor, flera ljusår tvärsöver → låg densitet (några tusen väteatomer/m3; jfr luften: 1019 atomer/cm3). Finns kring heta, ljusstarka stjärnor (O- och B-stjärnor) som strålar kopiöst i UV

UV-fotonerna joniserar atomer UV-fotonerna joniserar atomer. Vid rekombinationen hamnar elektronerna typiskt vid höga energinivåer. -> Kaskader - som ger synligt ljus - av elektroner till lägre energinivåer. Särskilt viktig är övergången n=3 till n=2 (Ha) som ger HII-regionerna röd färg (l=656nm).

Mörka nebulosor Absorberar bakomliggande stjärnors ljus Typiskt 10-100 K → H2 104 - 109 partiklar/cm3 (atomer, molekyler, stoftkorn). Tunna med jordiska mått, men flera lå djupa → blockerar ljuspassage

Reflexionsnebulosa Fina stoftkorn i lägre koncentration än hos mörka nebulosor sprider stjärnljus. Blåaktigt sken då stoftkornen är kring 500 nm tvärs över, som l i ljus. Sprider blått ljus bättre än rött.

Interstellär extinktion Försvagar ljuset från avlägsna stjärnor, som också blir rödare då blått ljus sprids och absorberas mer än rött ljus. I Vintergatan störst i Vintergatsplanet

Protostjärnor formas i kalla, mörka nebulosor (20-3) Protostjärnor bildas ur kontraherande mörka interstellära moln – exempelvis Bokglobuler - där interstellära gasen är tät och kall, eftersom gravitationen då är större och P mindre. Molnen innehåller 100-10000 partiklar/cm3. Mesta interstellära mediet innehåller endast 0,1-20 partiklar/cm3 .

Sammansättningen i massa: ung 74 % H, 25% He, 1 % andra grundämnen = medelvärdet av sammansättningen i Universum. Protostjärnan utvecklas till huvudseriestjärna.

Protostjärnan först kall gasformation, flera ggr solsystemets storlek. Kontraherar Gravitationell potentiell energi → termisk. → Gasen börjar glöda. Energi från det inre transporteras med konvektion → Ytan värms. Efter 1000 års kontraktion är en protostjärna med 1 solmassa 20 solradier, 100 solluminositeter. Efter några tusen års kontraktion är yttemperaturen 2000-3000 K.

Luminositeten kommer från upphettningen vid kontraktionen Inre studeras genom datorberäkningar på modeller som ger ljusstyrka och temperatur. Ger utvecklingsspår i HR-diagrammet. (HR= Hertzsprung-Russel). Beror av massan. Spåren stämmer väl med observationer. Större massa → Högre temp. o. luminositet på huvudserien. Mycket massa kastas ut i rymden innan stjärnan når huvudserien.

Kokongnebulosa Absorberar nästan allt ljus från protostjärna. → Mycket svår att detektera i visuella våglängder trots sin ljusstyrka Värms upp av all absorberad energi till några hundra K. Detekteras i IR (värmestrålning). IR tränger också bättre genom stoft. → Strukturer syns.

Fig 20-10 Barnkammare för stjärnor Chockvågor kan trigga ny stjärnbildning Unga stjärnor syns i IR eftersom strålningen tränger igenom.

Kokongnebulosa Absorberar nästan allt ljus från protostjärna. → Mycket svår att detektera i visuella våglängder trots sin ljusstyrka Värms upp av all absorberad energi till några hundra K. Detekteras i IR (värmestrålning). IR tränger också bättre genom stoft. → Strukturer syns.

Protostjärnor utvecklas till Huvudseriestjärnor (20-4) Stjärna av solens storlek Kärnan efter ett tag några milj. K. H → He P stoppar kontraktionen. Hydrostatisk jämvikt. På huvudserien. Inre då joniserat. 0.8-4 Msol: Strålningszon innerst. Konvektionszon ytterst.

Stjärna med >4 Msol Konvektionszon närmast kärnan oxch strålningszon ytterst. ← Temp.-skillnaden större mellan kärnan o yttre lagren. Yttre lagren har lägre densitet → Energi transporteras lättare m strålning.

Stjärna med < 0,8 Msol Inte joniserad utanför kärnan. Konvektion transporterar energi från kärnan till yttersta lagret eftersom strålning då inte tar sig så lätt igenom.

Huvudserien H → He Högre m → högre luminositet. Större delen av en stjärnas liv. Solen: 10 miljarder år (4,6 miljarder hittills). 2·107 år som protostjärna. 0,08-200 Msol. 200 Msol är extremt sällsynt. Protostjärnor med >200 Msol blir mycket luminösa. → Enormt P → kastar ut yttre lagren.

Under födelseprocessen både vinner och förlorar stjärnorna massa (20-5) Vid stjärnbildning kastas mycket nebulosamateria ut i rymden.

T-Tauristjärnor Luminositeten varierar oregelbundet. Kan skifta över några dagar <3 Msol ~ 106 år Över högra ändan av Huvudserien i HR-diagrammet. Kastar ut gas med ungefär 80 km/s. 10-8-10-7 Msol /år. (Solen förlorar 10-14 Msol /år). Tillståndet varar ~ 107 år → 1 Msol bort.

Fig. 20-12: Massutkast från stjärna som hade 100-200 Msol Fig. 20-12: Massutkast från stjärna som hade 100-200 Msol. 25 000 lå bort → Extinktion → Observerad i IR.

Bipolära utflöden Många protostjärnor förlorar massa genom 2 smala motsatt riktade jets - bipolära flöden. Flera 100 km/s Kolliderar med omgivande interstellära mediet → knutor av het, joniserad gas som glöder med emissionsspekta. Dessa kallas Herbig-Haroobjekt. Fig 20-13 visar 2 (1,1 lå från varandra). De, och liknande ändras märkbart i position, storlek, form och luminositet år från år.

Observationer → De flesta protostjärnor verkar kasta ut materia i jets någon gång. Bipolära flöden varar 104 -105 år, men kastar typiskt ut mer massa än vad som sedan blir kvar i protostjärnans slutskede.

Ackretionsskivor Protostjärnan växer under utflödet också till genom ackretion genom en cirkumstellär ackretionsskiva. Partiklar i skivan kolliderar med varandra och förlorar rörelseenergi. → Faller inåt. Jets från en punkt i eller nära centrum.

Jets vinkelrätt mot skivan, längs rotationsaxeln. Utflödet kan bero på magnetfältets förändring när materia faller in. Jetstrålarna bidrar troligen till att sakta ned stjärnans rotation. Fig 20-14: Rött är emission från joniserad gas. Grönt är spritt stjärnljus. Så mycket stoft i mittplanet av skivan att den ser svart ut. (460 ljusår bort.)

Protoplanetära skivor (Protoplanetary discs – proplyds) Upptäcktes kring många stjärnor 1990 med Hubble Space Telescope (HST). Innehåller troligen den materia planeter bildas ur. Återstoden av ackretionsskivan Trol. ej kring stjärnor med >3 Msol eller dubbelstjärnor.

Unga stjärnhopar ger insikt i stjärnbildning och utveckling (20-6) Mörka nebulosor har 10-tals – 100-tals Msol. Tenderar bilda stjärnhopar. Olika stjärnmassor → Olika tunga stjärnors utveckling kan jämföras. Örnnebulosan (Fig 20-16) ej äldre än 800 000 år Massiva stjärnor når huvudserien först (se fig 20-17 – två miljoner år).

Massiva färdigbildade stjärnor kan blåsa bort del av materia mindre stjärnor bildas ur. De mindre stjärnorna blir ännu mindre.

Öppna stjärnhopar Lös samling stjärnor bildade ur samma moln. Ex: Plejaderna (Fig 20-18). 50 milj. År. Delar av omgivande nebulosan kvar som reflektionsnebulosa.

Stjärnassociation De stjärnor som uppstått tillsammans rör sig så snabbt isär att gravitationen övervinns. Domineras typiskt av O och B-stjärnor. → Kallas OB-associationer.

Stjärnfödelse kan börja i gigantiska molekylära moln Avlägsna molekylära moln detekteras inte i synligt ljus. ← Extinktion. Kan ses i längre våglängder som lättare tränger igenom interstellära rymden. Molekyler byggs upp. De skickar ut strålning i mm-våglängder. Emission från övergångar mellan olika vibrations- och rotationstillstånd.

Avlägsna molekylära moln detekteras inte i synligt ljus. ← Extinktion Avlägsna molekylära moln detekteras inte i synligt ljus. ← Extinktion. Kan ses i längre våglängder som lättare tränger igenom interstellära rymden. Molekyler byggs upp. Flesta molekylerna emitterar i 1-10 mm. Radioteleskop observerar. Fler och fler olika molekyler hittas: Nu över 100 CO är lättare att detektera än H2, som är mycket vanligare. Den emitterar mer.

Ungefär 1 CO-molekyl på 10 000 H2. Ett ganska konstant förhållande CO kan användas för att spåra molekylärt H.

Gigantiska molekylära moln Giant Molecular clouds (GMC) 105 till 2·106 solmassor Diametrar 50-300 lå Ungefär 200 vätemolekyler/cm3 Flera tusen ggr rikligare med molekyler än i Vintergatsplanet 1017 gånger lägre densitet än luften. Troligen c:a 5000 GMC:s i Vintergatan. Täcker stora delar av himlen (Fig 20-19)

Ligger främst längs spiralarmarna Särskilt täta områden av dem bildar mörka nebulosor Där föds stjärnor Genom att kartlägga CO, kartlägger man stjärnbildningen När O och B stjärnor bildas skapas HII-regioner som Hot Spots i molnen. Orionnebulosan ligger I utkanten av ett GMC med 500 000 Solmassor

När HII regioner bildats triggar O och B-stjärnorna stjärnbildning i resten av molnet. UV och kraftiga stjärnvindar skapar tomrum i molnet HII-regionen kan expandera. Vindarna har överljudshastighet. Bildar shockvåg som trycker ihop materia.

Supernovor komprimerar interstellära mediet och kan trigga stjärnfödsel (20-8) Spiralarmar och supernovor kan trigga stjärnbildning.

Yttre lagren skickas ut i rymden med flera tusen km/s. Många supernovarester har hittats ex Cygnus-loopen (fig 20-22). 15000 år sedan fig 20-22b: Shockvåg far ifatt täta gasklumpar. Kollisionen hettar upp och komprimerar gaser. Får den att glöda Fig (20-23) SNR stimulerar stjärnbildning i 100 ljusår lång båge. Del av glödande ring, 200 ljusår i diameter.

Solen var en gång i en association som skapades av en supernova. Bevis från sammansättningen hos meteoriter Stjärnorna är nu utspridda på långa avstånd.

Krabbnebulosan (M1) 8.2 m VLT ESO (FORS Team) Supernovan synlig dagtid i tre veckor 1054 6000 ljusår från jorden

skolor.nacka.se/samskolan/anders/stjarnor