Stjärnorna och deras utveckling

Stjärnorna och deras utveckling Nebulosor med stjärnfödsel (LH95, STSci)

Astronomiseminarium för lärare 20.4 2009 FD Thomas Hackman, Helsingfors universitets observatorium

Stjärnorna och deras utveckling, 20.4 2009

1

Innehåll Vad är en stjärna? Hur uppkommer stjärnor? Stjärnors struktur: Solen som exempel Stjärnornas slutskeden Stjärnor och liv i universum M80 – klotformig stjärnhop Hubble ST (STScI)

Stjärnorna och deras utveckling, 20.4 2009

2

1. Inledning Största delen av universums ljus kommer från stjärnorna Stjärnorna är samlade i galaxer: I Vintergatan finns mer än 100 miljarder stjärnor

Solens närmaste grannstjärna: Proxima Centauri: avstånd ca 4 1013 km Stjärnorna och deras utveckling, 20.4 2009

Jungfruns galax-hop med Vintergatans stjärnor i förgrunden (Wikipedia)

3

2. Vad är en stjärna Stjärnor består av het gas (plasma) Vid ”födseln”: Mest väte (H) och helium (He) Högst några % andra grundämnen

Stor massa och storlek hög temperatur i centrum Om en gas-kropp är tillräckligt stor och tät temperaturen i centrum tillräckligt hög för kärnreaktioner (fusion) kroppen blir en stjärna Stjärnorna och deras utveckling, 20.4 2009

4

2.1 Stjärnors energiproduktion Vanligen fusionsreaktioner Gravitationsenergi (i vissa utvecklingsfaser) Kärnreaktioner: Vanligen fusion av väte till helium Fusion av andra lätta grundämnen i slutet av stjärnans liv H -> He via pp-kedjan (Wikipedia)

Stjärnorna och deras utveckling, 20.4 2009

5

2.2 Stjärnors jämvikt Stjärnor befinner sig normalt i hydrostatisk jämvikt: Gravitationen strävar att komprimera Gasens tryck strävar att utvidga Jämvikt

dP dr

GM r r 2 r Stjärnorna och deras utveckling, 20.4 2009

6

2.3 Stjärnors storlekar och temperaturer Massan: 0.08 – ca 100 solmassor Normal stjärna (i huvudserien): Större massa högre temperatur Yttemperaturen för stjärnor: 3000 – 40000 K Temperaturen i centrum: Miljoner K Stjärnors klassificering enligt temperatur: Spektralklasser: O, B, A, F, G, K, M enligt sjunkande yttemperatur (40000 K 3000 K)

Stjärnorna och deras utveckling, 20.4 2009

7

2.3 För liten eller för stor Om massan < 0,08 solmassor pp-kedjan startar inte brun dvärg Om massan > ca 100 solmassor för intensiv energiproduktion, gravitationen förmår inte hålla ihop stjärnan stjärnornas massor 0.08M -- 100M Kuvat: Hubble ST (STScI) Stjärnorna och deras utveckling, 20.4 2009

8

3.1 Stjärnor uppkommer ur interstellär materia Gravitationell kollaps i ett gasoch stoftmoln: Materia faller mot centrum av ett molnfragment Kärnområdet blir optiskt tätt gravitationsenergin kan inte stråla ut temperaturen i kärnan stiger

”Protostjärna” ”PMSstjärna” (stjärnor före huvudseriefasen) Huvudserie-stjärna Huvudserien börjar när vätets fusionsreaktioner startar Stjärnorna och deras utveckling, 20.4 2009

9

3.2 Nyfödda stjärnors stoftskivor

Bilder: Hubble ST (STSci)

Stjärnorna och deras utveckling, 20.4 2009

10

3.3 Huvudserie-fasen Under huvudserien strålar stjärnan jämt och är i jämvikt Energikällan: Fusion av H till He Huvudserien är den längsta fasen i stjärnans liv: Ca 100 miljarder år för små stjärnor Ca 10 miljarder år för solen Ca 5 miljoner år för de största stjärnorna

När H tar slut i kärnan upphör huvudseriefasen Stjärnorna och deras utveckling, 20.4 2009

11

4. Solen ”En lagom stor stjärna i sina bästa år”

Solen genom en vanlig kameralins (Wikipedia)

Solen 7.7.1992 (Big Bear Solar observatory/NJIT)

Stjärnorna och deras utveckling, 20.4 2009

12

4.1 Solens position Solen är mellan två stora spiralarmar i Vintergatan Bild: NASA/JPLCaltech/R. Hurt

Stjärnorna och deras utveckling, 20.4 2009

13

4.2 Solens struktur Radie ca 700 000 km Effektiv yttemperatur Teff~ 5800 K Central temperatur Tc ~ 14 000 000 K Luminositet L ~ 4 .1026 W Massa M ~ 2 .1030 kg Sammansättning (vid ytan): Väte (H) 73% Helium (He) 25% Andra grundämnen: Syre (O), kol (C), järn (Fe)… Solens ålder ~ 5 miljarder år

Stjärnorna och deras utveckling, 20.4 2009

14

4.3 Solens inre struktur Kärnan = innersta delen Solens inre är radiativ: Energin transporteras med strålning Solens yttre skikt är konvektiva: Energin transporteras med strömningar

Solens struktur (Sakurambo, Wikipedia)

Stjärnorna och deras utveckling, 20.4 2009

15

4.4 Solens rotation Solen roterar inte som en fast kropp utan differentiellt: Ekvatorn roterar snabbare än områdena kring polerna

Differentialrotationen beror på konvektion Solens inre rotation undersöks med hjälp av helioseismologi

Solens differentialrotation vid olika djup och latituder (R. Howe/NOAO)

Stjärnorna och deras utveckling, 20.4 2009

16

4.5 Solens magnetiska aktivitet Konvektionen + differentialrotationen magnetisk dynamo Magnetisk aktivitet syns bl.a. som: Fläckar Flare, korona-utbrott Facklor, plager ... Solfläckar och flare-utbrott, Big Bear Solar Observatory (NJIT) http://sohowww.nascom.nasa.gov/bestofsoho/Movies/movies2.html#flares Stjärnorna och deras utveckling, 20.4 2009

17

4.5 Solens aktivitets-cykel Solfläckarna följer en ~ 11 års (kvasi)period Egentligen ~22 års magnetisk cykel Långtidsvariationer kan möjligen påverka jordens klimat

Bild: Wikipedia

Stjärnorna och deras utveckling, 20.4 2009

18

5. Stjärnors slutskeden När vätet tar slut i centrum av stjärnan obalans Gravitationen klämmer ihop kärnan Stjärnans slutskeden beror på dess storlek: Liten stjärna vit dvärg Stjärnan av solens storlek röd jätte vit dvärg Största stjärnorna röd jätte supernova möjligen neutronstjärna eller svart hål

Stjärnorna och deras utveckling, 20.4 2009

19

5.1 Planetära nebulosor Slutskedet av sol-liknande stjärnor: Gas strömmar ut i rymden med vit dvärg i mitten

planetär nebulosa

”Spirograf”, ”Kattögat” och ”Eskimo”-nebulosorna, (HST, STScI)

Stjärnorna och deras utveckling, 20.4 2009

20

5.2 Slutskeden för de största stjärnorna (M > 15 M ) Mycket kraftig utvidgning som röd superjätte När vätet tagit slut fusioneras successivt tyngre grundämnen lökaktig struktur

Stjärnorna och deras utveckling, 20.4 2009

Ori, STSci

21

5.3 Supernova (typ II) Ändpunkten för fusionsreaktionerna: Fe När Fe-kärnan växer tillräckligt kollaps explosionsartade fusionsreaktioner i de yttre skikten en stor del av stjärnan exploderar som supernova (typ II)

Kvar blir en kompakt stjärna: Neutronstjärna eller svart hål

Krabb-nebulosan: Resterna av supernovan anno 1054 (Hubble ST, STScI)

Stjärnorna och deras utveckling, 20.4 2009

22

6.1 Materians kretslopp Interstellär materia Kompakta stjärnor

Gasmoln

Stjärna Bilder: HST & ESA Image Gallery

Stjärnrester

Stjärnorna och deras utveckling, 20.4 2009

23

6.2 Stjärnor som källor för liv i universum Stjärnor är långvariga och stabila energikällor Nästan alla grundämnen tyngre än helium har uppkommit via stjärnors utveckling Solsystemet uppkom ur ”återanvänt stjärnstoft”

Nästan alla stjärnor har planeter Det finns > 100 miljarder galaxer, varje galax har ~ 100 miljarder stjärnor Planet som graviationslins Stjärnorna och deras utveckling, 20.4 2009

24

Material Universum nu –kursens hemsida: http://www.astro.helsinki.fi/opetus/kurssit/univnu/unu.hml

Karttunen et al.: Tähtitieteen perusteet Huovelin & Schultz: Tähtien rakenne ja kehitys (http://www.astro.helsinki.fi/opetus/kurssit/trak/pruju/trk_main.pdf)

Stjärnorna och deras utveckling, 20.4 2009

25