Stjerners udvikling - PowerPoint PPT Presentation

stjerners udvikling n.
Download
Skip this Video
Loading SlideShow in 5 Seconds..
Stjerners udvikling PowerPoint Presentation
Download Presentation
Stjerners udvikling

play fullscreen
1 / 30
Stjerners udvikling
252 Views
Download Presentation
alika
Download Presentation

Stjerners udvikling

- - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - E N D - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - -
Presentation Transcript

  1. Stjerners udvikling Jesper Rasmussen Astronomisk Observatorium

  2. Stjerneudvikling: Oversigt • Generel introduktion om astronomi • Stjerneudvikling: Fødsel, liv og død: - Stjerne- (og planet)dannelse - Stjerners struktur - Det stille liv på hovedserien - Stjerners voldsomme død, slutprodukter

  3. Hvad er astronomi? • Læren om verdensrummet • Planeter, stjerner, galakser • Analyse af lys fra de forskellige objekter • Billeder gennem forskellige filtre • Spektre • Dannelse af teorier om fysikken bag observationerne

  4. Venus Mars Jorden Jupiter Saturn Neptun Planeter

  5. Lette stjerner Tunge stjerner Stjerner Stjerner dannes i tætte gas og støvskyer Stjerner forbrænder brint i kernen, Hvorefter de vokser og eksploderer

  6. Galakser

  7. Stjerneudvikling - hvorfor vigtigt? Stjernemodeller kan bruges til undersøgelse af • Solsystemets dannelse • Afstande i Mælkevejen og til nære galakser • Stjerners aldre Universets alder • Universets kemiske udvikling

  8. Stjernedannelse: Grundlag Stjerner dannes af interstellart gas og støv. Gas: Neutralt brint (H I områder, T~100 K). Omkring meget varme stjerner: HII-områder (emissionståger) Støv: I skyer, som bl.a. mørke tåger og Bok-globuler (10-20 K). Reflektionståger. Gas+støv findes i kæmpemolekylskyer af bl.a. H2 (~10 K)

  9. Stjernedannelse: Processen - fra H2-gas (10-21 g/cm3) til stjerne (1 g/cm3): • Sammentrækning og fragmentation af molekylsky. Sammentrækning af ”klumperne” i molekylskyen • Indre dele opvarmes (pot. energi  varmeenergi): Protostjerne er dannet. • Kernereaktioner starter (T-Tauri fase). • Kernereaktioner dominerer: Hovedseriestjerne. • Udviklingen bestemt af stjernens masse – kan følges i et Hertzsprung-Russell diagram

  10. Stjernedannelse: Eksempel • Eksempel på område med stjernedannelse: • Ørnetågen (M16) – ”Pillars of Creation”. • Søjler af kold H2-gas og støv • I toppen af søjlerne: ”Fingre” med nydannede stjerner, som afdækkes af intens UV-stråling fra andre unge stjerner.

  11. Planetdannelse – en naturlig følge? Dannes planeter som naturlig følge af stjernedannelse? Mange unge stjerner omgivet af skive af gas og støv. Mere end 100 ”extrasolare” planeter nu opdaget. Detektionsmetoder  mange af planeterne er tunge og med små omløbstider – ”hot Jupiters”.

  12. Hertzsprung-Russell diagrammet

  13. H-R diagrammet - 2 H-R diagrammet i praksis: 23000 nære stjerner.

  14. H-R diagrammer for stjernehobe Åben hob, 50 mio år. Kuglehob (47 Tuc).

  15. Fusionskemi – stjernernes brændstof Princip: Lette kerner tunge kerner. Resultat: E=mc2 T < 20 mio K (M1.5Msol): 1H + 1H4He, via 2H, 3H. Krav: Termisk (kinetisk) energi > Coulomb-frastødning  T > 20 mio K (M1.5Msol):12C + 1H 12C + 4He, via N,O T > 100 mio K: He  C (…  Fe for høje T). Tungere grundstoffer dannes i supernovaer ved indfangning.

  16. Struktur af hovedseriestjerne - 1 På hovedserien er stjernen stabil og i hydrostatisk ligevægt: Trykkraft = tyngdekraft Stjernens struktur bestemmes af dens Masse og kemiske sammensætning

  17. Struktur af hovedseriestjerne - 2 Solens struktur: Kerne: 15 mio K, 160 g/cm3 Strålingszone. Udgør ~85% af radius. Konvektionszone (som i kogende vand) Fotosfære (”overflade”)

  18. Solens overflade: Konvektion Billede+film fra Swedish Solar Telescope

  19. Tre faser i Solens liv Hovedserie Efter hovedserie Rød kæmpe

  20. Rød superkæmpe: Eksempel Eksempel på rød superkæmpe (og det første direkte billede af en anden stjernes overflade): Betelgeuse Bliver til en supernova…

  21. Afsluttende faser M < 3Msol : Evt. pulsation planetarisk tåge + hvid dværg M > 3Msol : Supernova + neutronstjerne el. sort hul Tiloversbleven kerne: M < 1.4Msol: Hvid dværg 1.4 < M <~1.7: Neutronstjerne M > ~1.7Msol: Sort hul

  22. Hvide dværge Består af He eller C. Ingen fusion = energiudvikling Radius = ~5000 km Holdes oppe af kvantemekanisk tryk af elektroner. Køler langsomt  sort dværg Røntgenbillede af hvid dværg: Sirius B (og A) set med Chandra.

  23. Neutronstjerner Ingen fusion= energiudvikling Holdes ”oppe” af kvantemekanisk tryk af neutroner. Radius: ~10 km. Kan rotere flere hundrede gange pr sek…

  24. Sorte huller Undvigelseshastighed: Ekin = Epot  r < 2GM/c2 v > c : Sort hul. Radius > ~5-10 km

  25. hovedseriestjerner masseoverførsel heliumstjerne supernova sort hul røntgenkilde Indfangning af sort hul supernova sort hul (radio pulsar) Dannelsen af sorte huller neutronstjerne

  26. Sorte huller - 2

  27. Fra fødsel til død Mange faser i ét billede: • Bok globuler • Søjler (som i M16)… • …og proto-planeter (”proplyds”) • Hob af unge massive gstjerner • Superkæmpe  supernova

  28. Ringen sluttes… Komprimering af interstellart stof  stjernedannelse. Mulige processer: Chokbølger fra supernova-eksplosioner (Solsystemet?) ( + kollisioner mellem molekylskyer, ekspanderende HII områder, vekselvirkn. mellem galakser…) Hubble-billede af Vela supernova-resten.

  29. Stjerneudvikling – perspektiv 1 Stjerners liv på hovedserien relativt velforstået. • Stjernedannelse: Masser af ubesvarede spørgsmål: • - tidlige faser. • - planetdannelse naturlig konsekvens? • Stjerners død: • - mekanismer bag og forløb af supernovaer • - hvordan opstår sorte huller? Besvarelse kræver: Observationer + detaljerede computermodeller

  30. Stjerneudvikling – perspektiv 2 Fremtidige observationer af stjerne/planet-dannelse (i infrarøde bølgelængder): NASA: Spitzer (2003) ESA: Herschel (2007) Darwin (~ 2015) Film (Spitzer-teleskopet): Stjernedannelsesområde m/støv - fra optisk til infrarødt