Översiktskurs i astronomi Ö versiktskurs i astronomi Lektion 9: Stj
Lektion 9: Stjä ärnors f rnors fö ödelse och d delse och dö öd d Upplä Uppl ägg gg
Det interstelläDet interstellära medietra mediet
EmissionsnebulosorEmissionsnebulosor
ReflektionsnebulosorReflektionsnebulosor
MöMörka nebulosorrka nebulosor
StoftStoft
Neutralt väNeutralt vätete
MolekylerMolekyler
StjäStjärnbildningrnbildning
StjäStjärnors slutstadierrnors slutstadier
Vita dväVita dvärgarrgar
SupernovorSupernovor
NeutronstjäNeutronstjärnorrnor
Svarta håSvarta håll
Det kosmiska kretsloppetDet kosmiska kretsloppet
Vad Vad best bestå år r det det interstellä interstell ära ra mediet mediet av av? ?
Gas (ca 99%)Gas (ca 99%)
MestMestvävätete(~65—(~65—75%) & 75%) &
Helium (~25
Helium (~25——35%), 35%), samtsamt ett
ettpar procentpar procent“metaller“metaller””.. Upptr
Uppträäderderi form i form avav::
AtomerAtomer
MolekylerMolekyler
JonerJoner& elektroner& elektroner
Gas
Vad Vad best bestå år r det det interstellä interstell ära ra mediet mediet av av? ?
Stoft Stoft (ca 1%) (ca 1%)
FrusetFrusetHH220 0 ochochandraandra molekyler
molekyler
SilikaterSilikater
GrafiterGrafiter
Stoftslöja
Orionnebulosan
Orionnebulosan i nä i n ärbild rbild Orionnebulosan Orionnebulosan
Orionnebulosan Orionnebulosanär vär våårr nänärmaste emissionsrmaste emissions-- nebulosa, avst nebulosa, avståånd cand ca 1 500 ljus
1 500 ljusåår.r.
Den äDen är ocksr ocksååvvåårt nrt näärmaste rmaste
Emissionsnebulosor (
Emissionsnebulosor (HII HII- -omr områ åden den) )
Emissionsnebulosor Emissionsnebulosor
Gasmoln beståGasmoln bestående av de ende av de flesta grund
flesta grundäämnen (men mnen (men mest v
mest vääte).te).
Exciteras och joniseras av Exciteras och joniseras av heta (
heta (TTeffeff≥≥30 000 K) stj30 000 K) stjäärnor rnor som f
som fåår gasen att lysa.r gasen att lysa.
Kallas äKallas även ven HIIHII--omrområådenden HI = Neutralt väte HII = Joniserat väte
Reflektionsnebulosor Reflektionsnebulosor
Reflektionsnebulosor Reflektionsnebulosor
Ljuset fråLjuset från stjn stjäärnorna rnorna reflekteras av stoftet mellan reflekteras av stoftet mellan dem.dem.
Stoftkornens storlek motsvarar Stoftkornens storlek motsvarar ungef
ungefäär vr vååglgläängden fngden föör visuellt r visuellt ljus och det kortv
ljus och det kortvåågigare blgigare blåå ljuset sprids mer
ljuset sprids mer ään det rn det rööda, da, vilket
vilket äär orsaken till att r orsaken till att reflektionsnebulosor ser bl reflektionsnebulosor ser blååut ut (ett fenomen liknande det som (ett fenomen liknande det som ger himlen dess bl
ger himlen dess blååfäfärg).rg).
M
Mö örka nebulosor rka nebulosor
BestBeståår av mycket tr av mycket tääta ta stoftmoln
stoftmoln
UtslUtslääcker ljuset frcker ljuset fråån n bakomliggande bakomliggande ljusk
ljuskäällorllor
ÄÄr idealiska fr idealiska föör r stj
stjäärnbildningrnbildning
Stoftextinktion
Stoftextinktion ä är v r vå ågl glä ängdsberoende ngdsberoende
Stjärna Strålning
Visuellt UV
IR Radio
Stoft
IR- och radiostrålning påverkas mindre av stoft än vad visuell/UV-strålning gör
Neutrala v
Neutrala vä ätgasmoln ( tgasmoln (HI HI- -moln moln) )
NNäär en r en öövergvergåång till det lng till det läägre energitillstgre energitillstååndet sker ndet sker kommer energiskillnaden ut i form av en foton vid kommer energiskillnaden ut i form av en foton vid v
vååglgläängden 21 cmngden 21 cm. .
Det tar i genomsnitt 11 miljoner Det tar i genomsnitt 11 miljoner åår fr föör en elektron att, r en elektron att, spontant, byta riktning.
spontant, byta riktning.
Molekyler Molekyler
T.ex. T.ex. HH22, , CO, samt mer komplicerade CO, samt mer komplicerade molekyler som
molekyler som CC22HH55OHOH(etanol). (etanol).
Observeras ofta i radioomrObserveras ofta i radioområådet. det.
Nya, mer komplicerade, molekylNya, mer komplicerade, molekyläära fra fööreningar reningar hittas med j
hittas med jämna mellanrum i universum.ämna mellanrum i universum.
Var f
Var fö öds stj ds stjä ärnor? rnor?
Carinanebulosan – ett typiskt stjärnbildningsområde (avstånd ca 8000 ljusår)
Villkor f
Villkor fö ör stj r stjä ärnbildning rnbildning
B
Bååde observationer och de observationer och modellbermodellberäätkningartkningarvisar att visar att stj
stjäärnor bildas ur mrnor bildas ur möörka, kompakta molekylmoln nrka, kompakta molekylmoln näär r dessa (eller delar av dessa) drar sig samman under dessa (eller delar av dessa) drar sig samman under
sin egen gravitation.
sin egen gravitation.
Trifidnebulosan
Trifidnebulosanuppvisar alla tre typerna uppvisar alla tre typerna av nebulosor; emission, av nebulosor; emission,
reflektion och m reflektion och möörk.rk.
Stjä Stj ärnbildning i fem steg rnbildning i fem steg
1. Ett l
1. Ett låångsamt roterande molnfragment bngsamt roterande molnfragment böörjarrjar kontrahera, t.ex. som f
kontrahera, t.ex. som fööljd av nljd av nåågon yttre pgon yttre pååverkanverkan som en chockv
som en chockvååg frg fråån en supernovaexplosion ellern en supernovaexplosion eller dylikt.
dylikt.
Stjä Stj ärnbildning i fem steg rnbildning i fem steg
PåPåca. 500 000 åca. 500 000 år byggs en massa av 1r byggs en massa av 1MMupp omupp om temperaturen i molnet
temperaturen i molnet äär T ~ 10K. Under detta tidigar T ~ 10K. Under detta tidiga skede
skede äär molnet genomskinlig fr molnet genomskinlig föör infrarr infrarööd (IR) strd (IR) stråålninglning och T stiger d
och T stiger däärfrföör inte.r inte.
IR-strålning (Låg)
2. Rotationen motverkar infallet, mest i 2. Rotationen motverkar infallet, mest i ekvatorsplanet, och klumpen b
ekvatorsplanet, och klumpen bö örjar plattas av. rjar plattas av.
En s.k.
En s.k. ansamlingsskiva ansamlingsskiva av gas och stoft bildas. av gas och stoft bildas.
F Fö ör en massa av 1 r en massa av 1M
Mhar den en radie av ca. har den en radie av ca.
400 A.E.
400 A.E.
Stjä Stj ärnbildning i fem steg rnbildning i fem steg
3. Nä3. När massan i den centrala delen har vuxit till ca. r massan i den centrala delen har vuxit till ca.
0.010.01MMböbörjar gasen drjar gasen däär bli ogenomskinlig r bli ogenomskinlig ääven fven föör r IR-IR-strstråålningen och T i centrum blningen och T i centrum böörjar stiga. rjar stiga.
Objektet kan nu ses som en IR
Objektet kan nu ses som en IR--kkäälla och vi har flla och vi har fåått en tt en protostj
protostjäärna. rna.
Stjä Stj ärnbildning i fem steg rnbildning i fem steg
IR-strålning (hög)
4. Efter hand stiger temperaturen i centrum till s 4. Efter hand stiger temperaturen i centrum till sååhhööga ga v
väärden att spontana termonuklerden att spontana termonukleäära reaktioner kan ra reaktioner kan starta (vid 4
starta (vid 4--5 miljoner K). 5 miljoner K).
Protostj
Protostjäärnan har nu blivit en rnan har nu blivit en ””prepre--mainmain--sequencesequence””-- stjstjäärnarna, d.v.s. en stj, d.v.s. en stjäärna som rna som äännu inte kontraherat ner nnu inte kontraherat ner till huvudserien i HR
till huvudserien i HR--diagrammet. diagrammet.
Stj
Stjä ärnbildning i fem steg rnbildning i fem steg
En kraftig vind b
En kraftig vind böörjar nu blrjar nu blååsa ut frsa ut fråån stjn stjäärnan. Enligt rnan. Enligt en modell kanaliseras den l
en modell kanaliseras den läängs med ngs med ansamlingsskivans magnetf
ansamlingsskivans magnetfäältslinjer och infallet ltslinjer och infallet upph
upphöör nu successivt.r nu successivt.
Stj
Stjä ärnbildning i fem steg rnbildning i fem steg
Jetstrålar
5. S5. Sååsmsmååningom blningom blååser stjser stjäärnvinden hrnvinden håål i det l i det omgivande molnh
omgivande molnhööljet, dljet, däär tjockleken r tjockleken äär minst.r minst.
En s
En såådan stjdan stjäärna kallas rna kallas TT--TauristjTauristjäärnarnaom massan äom massan är r mindre
mindre ään 2n 2MM. . De kraftiga jetstr
De kraftiga jetstråålarna ger upphov till larna ger upphov till s.k.
s.k. HerbigHerbig--HaroHaroobjekt näobjekt när de exciterar och joniserar r de exciterar och joniserar det interstell
det interstelläära mediet.ra mediet.
Stjä Stj ärnbildning i fem steg rnbildning i fem steg
Herbig
Herbig--HaroHaroobjektobjekt
Stjä Stj ärnbildning i fem steg rnbildning i fem steg
Stjä Stj ärnbildning fortplantar sig genom ett rnbildning fortplantar sig genom ett molekylmoln
molekylmoln
Utvecklingen till huvudserien i HR Utvecklingen till huvudserien i HR- -
diagrammet diagrammet
Under protostj
Under protostjäärnestadiet alstras energin nrnestadiet alstras energin näästan enbart av att stan enbart av att E
Egravgrav→→EEtermterm. Ankomsten till huvudserien (ZAMS=Zero. Ankomsten till huvudserien (ZAMS=ZeroAgeAge Main
Main SequenceSequence, Noll, Nollåårshuvudserien) markerar tidpunkten rshuvudserien) markerar tidpunkten dådåkontraktionen upphökontraktionen upphör och termonukler och termonukleäära ra
fusionsprocesser startat p
fusionsprocesser startat pååallvar i kallvar i käärnan.rnan.
Var
Var stjä stj ärnan rnan som som markerade markerade Jesus Jesus f
fö ödelse delse en nyf en nyfö ödd dd stj stjä ärna rna? ?
Knappast Knappast… … Andra
Andra tä t änkbara nkbara f fö örklaringar rklaringar: :
UppradadeUppradadeplaneterplaneter
KometKomet
NovaNova
SupernovaSupernova
Stjä Stj ärnors slutstadier rnors slutstadier
En stj
En stjäärnas massa avgrnas massa avgöör dess r dess ööde. Mde. Mööjliga utvecklingsvjliga utvecklingsväägar:gar:
Planetarisk nebulosa Planetarisk nebulosa →→vit dvvit dväärg rg →→ev. supernova typ Iaev. supernova typ Ia
Supernova typ II Supernova typ II →→nneutronstjeutronstjäärnarna
Supernova Supernova typ IItyp II→→Svart hSvart hååll
Vita dv Vita dvä ärgar rgar
FFöörutom den planetariska rutom den planetariska nebulosan
nebulosan ååterstterståår en r en extremt t
extremt täät kt käärna med rna med temperatur
temperatur
≈≈200 000K eller till och med 200 000K eller till och med hhöögre, som svalnar till svart gre, som svalnar till svart dv
dväärg efter nrg efter nåågra tiotals gra tiotals miljarder
miljarder åår.r.
Vita dvVita dväärgar i rgar i dubbelstj
dubbelstjäärnesystem kan ge rnesystem kan ge upphov till Supernovor typ Ia upphov till Supernovor typ Ia
V
Vä ägen fram till en supernova typ II gen fram till en supernova typ II
Den inre strukturen hos en mer massiv stjärna när vätet börjar ta slut
Utvecklingen f
Utvecklingen föör en stjr en stjäärna med en massa av rna med en massa av 25 M25 Mppåånollånollårshuvudserien (endast rshuvudserien (endast kkäärnrn-- föförbrrbräänningnning).).
5 m 5 måånadernader 1,5 1,5 ××101099
≥≥1515 SyreSyre
1 å1 årr 1,2 1,2 ××101099
≥≥88 Neon
Neon
500 å500 årr 6 6 ××101088
≥
≥44 KolKol
5 5 ××101055årår 2 2 ×10×1088
≥
≥0,40,4 Helium
Helium
5 5 ××101066årår 4 4 ××101077
≥
≥0,40,4 V
Väätete
Stadiets l Stadiets läängdngd KKäärnans rnans
temp (K) temp (K) Huvudserie
Huvudserie-- massa (M massa (M)) F
Föörbrrbräänning nning av
av
Supernovor av typ II Supernovor av typ II
FöFöregregåångaren tros vara massiv superjngaren tros vara massiv superjäätte. Ntte. Näär r temperaturen i k
temperaturen i käärnan inte rrnan inte rääcker till fcker till föör att r att forts
fortsäätta fusionen kollapsar ktta fusionen kollapsar käärnan. rnan.
Utvecklingen f
Utvecklingen föör en stjr en stjäärna av 25 Mrna av 25 Mppåå noll
nollåårshuvudserien:rshuvudserien:
Efter 1/10 sekund:Efter 1/10 sekund:
Vid kollapsen hettas k
Vid kollapsen hettas käärnan upp (Trnan upp (Tcc≈≈5 105 1099K). K).
Detta skapar energirika
Detta skapar energirika γγ--fotoner fotoner ⇒⇒FeFe--kkäärnor rnor bryts upp till
bryts upp till HeHe--kkäärnorrnor(s.k. (s.k. fotodisintegrationfotodisintegration).).
Efter 2/10 sekunder:Efter 2/10 sekunder:
Efter 0.25 sekunder:Efter 0.25 sekunder:
Nukle
Nukleäära ra densiteterdensiteteruppnuppnåås (4s (4×10×101717kgmkgm--33), ), kollapsen av k
kollapsen av käärnan upphrnan upphöör (ca 20 km i r (ca 20 km i diameter). Ovanliggande lager av stj diameter). Ovanliggande lager av stjäärnan rnan forts
fortsäätter att kollapsa med en hastighet av upp tter att kollapsa med en hastighet av upp till 15% av ljushastigheten
till 15% av ljushastigheten ⇒⇒””kkäärnstudsrnstuds””. . Kollisioner sker med infallande material Kollisioner sker med infallande material ⇒⇒ chockv
chockvåågor rgor röör sig mot ytan.r sig mot ytan.
Efter nåEfter några timmar:gra timmar:
Chockv
Chockvåågorna ngorna nåår ytan och allt utom kr ytan och allt utom käärnan rnan kastas ut i rymden. Kvar blir en neutronstj kastas ut i rymden. Kvar blir en neutronstjäärna rna eller ett svart h
eller ett svart håål.l.
SN 1987A (typ II) i Stora
SN 1987A (typ II) i Stora Magellanska Magellanska Molnet (avst
Molnet (avstå ånd: 160 000 ljus nd: 160 000 ljuså år) r)
Efter en supernova typ II:
Efter en supernova typ II:
Neutronstj Neutronstjä ärnor rnor
MagnetfMagnetfäältetltetfinnsfinnsredanredansedan sedan tidigare
tidigarennäärrneutronstjneutronstjäärnanrnanbildasbildas
Under Under kollapsenkollapsen::
MagnetfMagnetfäältetltetfföörstrstäärksrks
RRöörelsemrelsemäängdsmomentets bevarande ngdsmomentets bevarande
→→extremtextremtsnabbsnabbrotationrotation
NeutronstjNeutronstjäärnan agerar som en rnan agerar som en elektrisk generator d
elektrisk generator däär laddade r laddade partiklar kastas ut l
partiklar kastas ut läängs de ngs de magnetiska polerna. Vi ser en magnetiska polerna. Vi ser en pulsar om vi befinner oss i str pulsar om vi befinner oss i stråålens lens riktning.
riktning.
Pulsaren i Krabbnebulosan Pulsaren i Krabbnebulosan
Finns i Oxens stjFinns i Oxens stjäärnbild. Dokumenterades avrnbild. Dokumenterades av kineser
kineser åår 1054. Finns pr 1054. Finns pååett avståett avstånd av 6 500 ljusnd av 6 500 ljusåår. r.
Nebulosans diameter
Nebulosans diameter äär ca 10 ljusr ca 10 ljusåår.r.
Pulsaren i Krabbnebulosan, p
Pulsaren i Krabbnebulosan, på å och av och av
Efter en supernova typ II: Svarta h Efter en supernova typ II: Svarta hå ål l
””SvartaSvarta””ddäärfrföör att de r att de äär sr såå t
tääta (ota (oäändligt tndligt tääta) att inteta) att inte ens ljuset slipper ut.
ens ljuset slipper ut.
Einstein skulle uttrycka Einstein skulle uttrycka det som att
det som att rumtidstrukturenrumtidstrukturen kring ett svart h
kring ett svart håål l äär or oäändligtndligt krkröökt. kt.
Teorin baserar sig p Teorin baserar sig påå Einsteins allm Einsteins allmäänna nna relativitetsteori (1916).
relativitetsteori (1916).
Svarta h
Svarta hå åls egenskaper ls egenskaper
Ett icke-Ett icke-roterande svart hroterande svart håål l käkännetecknas av ennnetecknas av ensingularitetsingularitetoch och en
en hhäändelsehorisontndelsehorisont. .
HäHändelsehorisonten ges av ndelsehorisonten ges av Schwarzschildradien Schwarzschildradien: : RRSchSch= 2Gm/c= 2Gm/c22
m = massan, c = ljushastigheten, m = massan, c = ljushastigheten, G = gravitationskonstanten.
G = gravitationskonstanten.
Som exempel
Som exempel äär r SchwarzschildradienSchwarzschildradien hos ett svart h
hos ett svart håål av 10 l av 10 MMendast 30 endast 30 km!km!
Svarta h
Svarta hå åls egenskaper ls egenskaper
Ett svart håEtt svart hål roterar fl roterar föörmodligen rmodligen →→ ergoregionen
ergoregionen..
Svarta h
Svarta hå åls tre (teoretiskt) ls tre (teoretiskt) best bestä ämbara kvantiteter mbara kvantiteter
Massa.Massa.MäMäts genom att placera en satellit i ts genom att placera en satellit i omloppsbana runt h
omloppsbana runt håålet och bestlet och bestäämma mma omloppstiden.
omloppstiden.
Elektrisk laddning.Elektrisk laddning.Man mäMan mäter det elektriska fter det elektriska fäältet ltet kring h
kring håålet, troligtvis let, troligtvis äär laddningen lika med noll.r laddningen lika med noll.
RRöörelsemrelsemäängdsmoment (om ngdsmoment (om ergosfergosfäärrfinns).finns).
Placera tv
Placera tvååsatelliter i motsatt omloppsbana runt satelliter i motsatt omloppsbana runt håhålet och jlet och jäämfmföör r omom--loppstidernaloppstiderna..
Kan svarta h
Kan svarta hå ål uppt l upptä äckas? ckas?
De borde ge upphov till De borde ge upphov till gravitationslinseffekter gravitationslinseffekter. Vi. Vi vet att de existerar, men vet att de existerar, men finns de n
finns de nåågra dgra däär svartar svarta h
håål l äär upphovet?r upphovet?
Kan svarta h
Kan svarta hå ål uppt l upptä äckas? ckas?
Borde ge upphov till stark Borde ge upphov till stark rrööntgenstrntgenstråålninglning((XX--raysrays).).
Stark kandidat
Stark kandidat äär r CygnusCygnus XX--1. Flera andra har1. Flera andra har observerats p
observerats pååsenare tid.senare tid.
Gas sugs in fr Gas sugs in fråån enn en
Det kosmiska kretsloppet Det kosmiska kretsloppet
Stj
Stjäärnorna drnorna döör och exploderar som supernovor om r och exploderar som supernovor om de de äär tillrr tillrääckligt massiva. Materialet sprids ckligt massiva. Materialet sprids ääven via ven via planetariska nebulosor och stj
planetariska nebulosor och stjäärnvindar. rnvindar.
NNäästa generation stjsta generation stjäärnor frnor fööds dds dååur gas och stoft ur gas och stoft som
som äär mer anrikat pr mer anrikat pååtyngre grundtyngre grundäämnen. Dessa mnen. Dessa stj
stjäärnor bygger i sin tur upp mer av tyngre rnor bygger i sin tur upp mer av tyngre grund
grundäämnen. mnen.
