1 / 45

Vorming van sterren

Vorming van sterren. Paul Groot Afdeling Sterrenkunde, IMAPP Radboud Universiteit Nijmegen pgroot@astro.ru.nl. Waar worden sterren gevormd?. Samentrekking van gas. Interstellaire materie. helium ion. Ionen Electronen Atomen Moleculen Stof. e -. helium atoom. H 2 CO.

byron-simpson
Download Presentation

Vorming van sterren

An Image/Link below is provided (as is) to download presentation Download Policy: Content on the Website is provided to you AS IS for your information and personal use and may not be sold / licensed / shared on other websites without getting consent from its author. Content is provided to you AS IS for your information and personal use only. Download presentation by click this link. While downloading, if for some reason you are not able to download a presentation, the publisher may have deleted the file from their server. During download, if you can't get a presentation, the file might be deleted by the publisher.

E N D

Presentation Transcript

  1. Vorming van sterren Paul Groot Afdeling Sterrenkunde, IMAPP Radboud Universiteit Nijmegen pgroot@astro.ru.nl

  2. Waar worden sterren gevormd?

  3. Samentrekking van gas

  4. Interstellaire materie helium ion • Ionen • Electronen • Atomen • Moleculen • Stof e- helium atoom H2CO Ethanol 10 micrometer

  5. Waar vinden we wat? • Ionen :Hoge temperaturen, lage dichtheden • Electronen :Hoge temperaturen, lage dichtheden • Atomen :Niet te heet, niet te dicht. • Moleculen :Koud (T<3000 K), elke dichtheid • Stof : Koud (T<< 3000 K), elke dichtheid.

  6. Heet interstellair medium • Tussen de sterren: heet (T~10000 K), en ijl ( 1 cm-3) Supernova restant Cassiopeia A

  7. Diffuse interstellaire wolken • In stervormings gebieden: warm (T~1000-2000 K), en dichter ( 10 cm-3) Orion nevel

  8. Dichte stervormings gebieden • In stervormingsgebieden: koud (T~10-100 K), en heel dichter ( 1011 cm-3)

  9. De Orion Nevel

  10. M16, De Adelaarsnevel

  11. Barnard 68

  12. Bok Globulen • Een van de pioniers was Bart Bok (1906 – 1985) Bok globulen

  13. Bok Globulen in IC2944

  14. Waarom donker? • Stof blokkeert en verstrooit het licht • dat er op valt.

  15. Blauw licht verstrooit beter

  16. Stoffige zonsondergang geen stof met stof

  17. Kosmisch stof doorzien Hoe roder onze waarneemgolflengte hoe minder licht het stof wegvangt

  18. Een stoffige blik Als we in een stof wolk willen kijken: infrarood en submillimeter ISO (1990s) IRAS (1980s) Beide voor een groot deel Nederlands!!

  19. 50 submm ogen: ALMA Vijftig schotels op 5000 m hoogte in Chili

  20. Waarom trekt zo’n wolk samen? In evenwicht: Pgas = Pwolk Ideale gaswet: P = K1ρ T Pgas: Tg, ρg Pwolk : Tw, ρw In Gas: Tg↑, ρg ↓ In Wolk: Tw ↓, ρw ↑

  21. Interne zwaartekracht Wolk heeft massa Mw: Zwaartekracht versnelling, ag ag = GMw/ r2 Deze aantrekking naar het centrum moet gecompenseerd worden door druk in wolk (net als in sterren!). De wolk moet heet en dicht genoeg zijn. Zo niet dan klapt hij in elkaar! Wolk stort in elkaar bij verstoring van dit evenwicht!

  22. De Jeans-Massa Criterium van Sir James Jeans: MJ (:) ρw-1/2 Tw3/2 Als Mw > MJ: ineenstorting Dus als Tw naar beneden gaat, of als ρw omhoog gaat.

  23. Vorming van sterren Wolk van koud gas wordt te zwaar om zwaartekracht te kunnen weerstaan. Wolk begint samen te trekken.

  24. Vorming van sterren Wolk fragmenteert en fragmenten trekken verder samen. Door rotatie gaan ze ook harder draaien.

  25. Vorming van sterren Fragmenten vallen verder uiteen en uiteindelijke worden sterren gevormd.

  26. De ‘initial mass function’ Er ontstaan weinig zware sterren en veel lichte sterren

  27. Zware sterren stoppen vorming Evolutie van zware sterren is zo snel dat ze het gas wegblazen voor jonge sterren vormen.

  28. Supernovae explosies Zelfs zo snel dat er supernovae af kunnen gaan… terwijl jonge sterren nog vormen

  29. Sequentiele stervorming

  30. Viriaal theorema • Bij samentrekken gaswolk komt • potentiele energie vrij. Als dit relatief langzaam gebeurt, geldt het viriaal theorema: • De helft van de vrijgekomen energie wordt uitgestraald en de helft gaat zitten in de opwarming van de (proto)ster.

  31. Jeans massa en fragmentatie • Maar als T↑, gaat MJ ↑ en kan een wolk weer stabiel worden voor samentrekking (in sterren voorkomt dit gravitationele collaps). • De wolk moet dus samentrekken • zonder (teveel) op te warmen!

  32. Koelen door metalen • In de eerste fase van collaps koelen sterren voornamelijk door straling in het CO molecuul. • Aanwezigheid hiervan verzorgt een goede koeling : een goede fragmentatie • Wat betekent dit voor allereerste generatie sterren?

  33. Proto-ster fase • Als fotosfeer van de wolk optisch dik wordt gaat de ster opwarmen in centrum: we hebben een proto-ster.

  34. 100 R_sun 10 R_sun 1 R_sun Groot en koel! 0.1 R_sun 0.01 R_sun Evolutie in het HRD Waar beginnen sterren? Hoofdreeks log L Klein en koel Temperatuur loopt op log T

  35. Draai-impuls moment Hoeveelheid draaiing in de wolk blijft behouden. L = M ω R, ω = draaisnelheid R = afstand tot middelpunt. Dus als R kleiner wordt, moet ω omhoog gaan! plaatje saturnus

  36. Afplatting van wolk Snelle rotatie leidt tot afplatting van de wolk:

  37. Protostars (Poplyds)

  38. Protostars (Poplyds)

  39. Magnetische accretie Tijdens samentrekken wordt ook magneetveld gevormd.

  40. Jets Protoster geometrie Magneetveld Protoster Accretieschijf

  41. Herbig Haro Objecten

  42. Herbig Haro Objecten

  43. In ‘Slakkenogen’

  44. Cluster vorming

  45. Cluster na vorming

More Related