Föreläsningsanteckningar

Föreläsning 26/4
Det interstellära mediet och stjärnbildning
1 Det interstellära mediet
Ulf Torkelsson
Rymden mellan stjärnorna är fylld med gas och stoft. Tätheten och temperaturen varierar kraftigt
mellan olika områden, så därför kan vi observera olika delar av det interstellära mediet på olika
sätt. Vi har redan stött på två typer av gasnebulosor i kursen, planetariska nebulosor som uppstår
då lätta stjärnor dör, och supernovarester, vilka uppstår då tunga stjärnor exploderar i slutet av
sina liv.
1.1 H II-områden
En ung, het stjärna sänder ut så mycket ultraviolett strålning att den kan jonisera vätgas i sin
närhet. På så sätt uppstår H II-områden. Om vi antar att gasen är homogen så bildas ett sfäriskt
område, en Strömgren-sfär. Låt oss anta att stjärnan sänder ut N UV fotoner per sekund som kan
jonisera en väteatom. Vid jämvikt måste då lika många väteatomer rekombinera per sekund, det
vill säga vätejonerna fångar in elektroner. Här finns dock en komplikation, om elektronen fångas
in till väteatomens grundnivå, så skapas en ny foton som är tillräckligt energirik för att jonisera en
väteatom. Därför räknar vi bara de rekombinationshändelser som leder till att elektronen fångas
i n = 2 eller högre. Antalet sådana rekombinationshändelser per tidsenhet kan vi skriva som
4π
3 R3 s n e n p α (2) , (1)
där R s är Strömgren-radien, n e elektrontätheten, n p protontätheten, och α(2) rekombinationskoefficienten
för n ≥ 2. Vi kan nu sätta antalet rekombinationshändelser lika med antalet fotoner per
sekund, och lösa ut R s
( ) 1/3 3NUV
R s =
. (2)
4πn e n p
En O5-stjärna sänder ut 10 49 UV-fotoner per sekund, tätheten av elektroner och fotoner är ungefär
lika stora, 10 9 m −3 , och α(2) = 10 −19 m 3 s −1 , vilket ger R s = 3 × 10 16 m = 1 pc.
I praktiken är den interstellära gasen vanligen mindre homogen, och HII-områden har temperaturer
på 10 4 K och partikeltätheter på 10 6 m −3 . Som vi har sett tidigare, så förekommer stjärnor
ofta i grupper, och man kan då få situationer där en grupp av O-stjärnor tillsammans joniserar
den omgivande gasen. Totalt räknar man med att ungefär 10 7 M ⊙ gas finns i H II-områden i
Vintergatan.
H II-områdena lyser röda eftersom när elektronerna återförenas med sina vätekärnor, så kommer
väteatomerna att sända ut ljus i de typiska vätelinjerna medan atomerna återgår till sitt
grundtillstånd. Däribland ingår den röda Balmer-α-linjen, som vi ofta betecknar Hα. Också andra
vätelinjer är observerbara, och speciellt kan man vid de låga densiteter som råder i H II-områdena
observera övergångar mellan höga energinivåer, såsom n = 110 och n = 109. Dessa övergångar
ger upphov till spektrallinjer i radioområdet. I H II-områdena bildas det också kontinuerlig radiostrålning.
De fria elektronerna sänder ut en form av radiostrålning, bromsstrålning, när de
accelereras i det elektriska fältet från en positiv jon.
1.2 H I-regioner
Det finns också moln av neutral vätgas, H I. Dessa har typiskt en temperatur på 100 K och en
täthet av 10 8 atomer/m 3 . Ett sådant moln har typiskt sett en radie på 5 pc, och väger ungefär
50M ⊙ . Totalt finns det i Vintergatan 3 10 9 M ⊙ i sådana moln.
1

Den neutrala vätgasen kan detekteras genom en spektrallinje i radioområdet. En väteatom
har något olika energi beroende på om protonens och elektronens magnetiska moment är riktade
åt samma eller motsatta håll. I det fallet att momenten pekar åt samma håll är energin högre.
Genom att byta till det tillstånd i vilket de magnetiska momenten pekar åt motsatta håll, så frigör
väteatomen tillräckligt med energi för att sända ut en foton med en våglängd av 21 cm. Sannolikheten
för att detta skall ske är dock låg. En enskild väteatom kommer i genomsnitt att tillbringa
ett par miljoner år i det högre tillståndet innan den spontant deexciteras. Dock finns det så gott
om väte att spektrallinjen ändå är lätt att detektera.
1.3 Stoft
Det interstellära mediet innehåller inte bara gas, utan också stoft. Stoftet kan man observera genom
att det absorberar ljus från bakomliggande stjärnor och nebulositet. Absorptionen är svagast i
blått, vilket leder till att stjärnorna rödfärgas. Stjärnljuset blir också polariserat, vilket visar att
stoftkornen inte kan vara sfäriska, och dessutom måste de ordnas på ett sådant sätt att de får samma
orientering. Förmodligen är stoftkornen svagt magnetiska, så att det galaktiska magnetfältet kan
rada upp dem. Man kan också observera stoft när det reflekterar stjärnljus i reflektionsnebulosor.
Till skillnad från H II-områdena är reflektionsnebulosorna ofta blåa genom att de reflekterar ljuset
från unga blåa stjärnor.
1.4 Molekylmoln
Det finns interstellära gasmoln som är så kalla som 10 K och har en täthet på åtminstone
10 9 molekyler/m 3 . Enstaka molekylmoln har typiskt en vikt på 10 4 M ⊙ , vilket ger dem en radie
på ungefär 5 pc, men det finns komplex som väger så mycket som 10 7 M ⊙ .
I molekylmolnen förekommer vätet i form av molekylärt väte, vilket är praktiskt taget omöjligt
att observera. Istället använder man CO, som kan observeras i radioområdet, för att studera
molekylmolnen. Man har också hittat betydligt mer komplicerade molekyler som enkla organiska
föreningar i molekylmolnen.
1.5 Diffus gas
Mellan molnen finns det en diffus gas, som består av neutralt väte uppblandat med 20% joniserad
gas. Gasen har en temperatur på 5 000 till 10 000 K, och en täthet på 3 10 5 atomer/m 3 . Den här
gasen fyller 20 % av Vintergatans volym.
Det utrymme som blir över, ca. 70%, upptas av en tunn het gas, med en temperatur på 10 6
K, och en täthet på < 10 4 partiklar/m 3 .
2 Stjärnbildning
2.1 Jeans-massan
I gasmolnen råder det en balans mellan den inåtriktade gravitationskraften och en utåtriktad
tryckkraft, men för en given temperatur finns det en största möjlig massa för molnet innan det
kollapsar under sin egen tyngd. Vi kan uppskatta denna genom att jämföra molnets potentiella
energi med dess termiska energi. Den potentiella energi är
GMN ¯m
, (3)
R
där N är antalet partiklar i molnet och ¯m är deras genomsnittliga massa. Den termiska energin är
3
NkT. (4)
2
2

Om vi sätter dessa kvantiteter lika med varandra och löser ut massan får vi Jeans-massan
M J ∼ kT R
G ¯m . (5)
Om vi sätter in värdena för en H I-region får vi en Jeans-massa på ∼ 10 3 M ⊙ , vilket visar att H I-
regionerna är stabila. Ett stort molekylmoln har däremot en Jeans-massa som kan vara så liten som
∼ 100M ⊙ , och därmed ser vi att molekylmolnen kan kollapsa. Det höga värdet på Jeans-massan
visar också att stjärnor inte bildas en och en, utan de bildas i grupp. Efter att ett molekylmoln
har börjat kollapsa, så kommer det att steg för steg delas upp i fragment, vilka sedan var för sig
fortsätter att kollapsa.
Faktum är att ett stort problem med molekylmolnen är att förstå varför de inte bildar stjärnor
snabbare. Om man bara tittar på deras temperatur och storlek borde stjärnbildningshastigheten
i Vintergatan vara mycket större än den är. Tydligen finns det någonting i molekylmolnen som
håller emot och hindrar dem från att kollapsa. Detta skulle kunna vara magnetfält i molnen eller
slumpmässiga rörelser, turbulens, i molnen.
2.2 Stjärnbildning
Den delen av ett gasmoln som börjar kollapsa har vanligen redan en svag rotation. Medan gasmolnet
kollapsar kommer då molnets rotationshastighet att öka, och med det centrifugalkraften.
En stor del av molnet kommer därför att plattas ut till en skiva, medan en mindre del av molnet
kommer att bygga upp en protostjärna i centrum. Skivan kommer att verka som en ackretionsskiva,
det vill säga friktionen i skivan kommer långsamt att driva gasen inåt genom skivan. All
gasen kommer dock inte att falla ner på stjärnan. Man observerar ofta starka utflöden av gas
kring protostjärnor. Dessa utflöden tar ofta formen av smala jets som kan sträcka ut sig flera
parsek från den unga stjärnan. För att jeten skall hålla ihop krävs det någon form av kraft som
innesluter den. Förmodligen finns det ett infruset magnetfält i skivan, och gasen drivs ut längs
magnetfältslinjerna som kollimerar jeten. Jeten är ett sätt för skivan att bli av med sitt överskott
av rörelsemängdsmoment. På vägen ut så kan jeten kollidera med gas som finns i omgivningarna.
Då uppstår det chockvågor i jeten. Dessa chocker kan observeras som så kallade Herbig-Haroobjekt.
Kring lätta protostjärnor, klassiska T Tauri-stjärnor, har man direkt observerat dessa skivor,
vilka idag ofta kallas för proplyder efter protoplanetary disc. Kring de något äldre nakna T Tauristjärnorna
tycks dock dessa skivor ha försvunnit. När stjärnan har kommit längre i sin utveckling
och dess yttemperatur har stigit räknar man med att strålningen från stjärnan är tillräckligt
intensiv för att förånga det material som finns kvar i skivan.
Tyngre stjärnor är hetare och sänder ut mer strålning. Strålningen från en grupp unga, tunga
stjärnor kan jonisera den omgivande gasen. På så sätt kan de avbryta bildningen av närbelägna
stjärnor som fortfarande omges av proplyder i de mest massiva stjärnbildningsområdena. Å andra
sidan kan strålningen från de nybildade stjärnorna också driva en jonisationsfront som rör sig in i
de delar av molnet som ännu inte har kollapsat. Jonisationsfronten kan då komprimera gasen, som
börjar att kollapsa, och bilda nya stjärnor. På så sätt kan stjärnbildningen av tunga stjärnor fortplanta
sig genom ett molekylmoln. De tunga stjärnorna bildas ofta i löst sammanhållna grupper,
OB-associationer. Stjärnorna är så löst sammanhållna att associationerna upplöses efter några
miljoner år, men å andra sidan så lever stjärnorna själva inte heller mycket mer än 10 miljoner år.
2.3 Planetbildning
Om vi tittar på vårt solsystem så ser vi att alla planeterna rör sig i praktiskt taget samma plan
runt solen. Detta beror på att de förmodligen har bildats i en skiva liknande de som vi ser omger
T Tauri-stjärnorna. Skivan i sig innehåller gas och stoft. De inre planeterna som Jorden kan
uppstå genom att stoftkornen steg för steg häftar ihop och bygger upp större och större partiklar.
Till slut får vi planetesimaler som är åtminstone lika stora som dagens asteroider. Dessa kommer
sedan också att kollidera och bygga upp protoplaneter vilka blir tillräckligt tunga för att genom
sin gravitation attrahera de resterande planetesimalerna i sin omgivning.
3

Det är osäkert om denna mekanism räcker till för att bilda jätteplaneterna som Jupiter. Man har
spekulerat i att dessa istället kan uppstå genom instabiliteter i skivan. Om skivan blir tillräckligt
tung, så kan dess egen gravitation skapa täthetsvågor i skivan, och dessa vågor skulle kunna
kollapsa till jätteplaneterna.
Skälet till att det bildas små planeter av sten och metall längst in och stora planeter av väte,
helium och enkla organiska förändringar längre ut är att det bara är de tyngre ämnena som kan
bilda fasta partiklar i de inre varmare delarna av solnebulosan, men å andra sidan finns det inte
så gott om dessa ämnen, så därmed förblir planeterna små.
Sedan 1995 har man upptäckt ett hundratal planeter kring andra stjärnor. Det är i allmänhet
inte möjligt att upptäcka planeterna direkt, men man har detekterat små regelbundna rörelser hos
stjärnorna genom att med stor noggrannhet mäta Dopplerförskjutningen av deras spektrallinjer.
Både stjärnan och planeterna rör sig förstås runt sitt gemensamma masscentrum, och i ett fåtal
fall har man lyckats detektera motsvarande spektrallinjer från en planet. Stjärnans rörelse är
förstås mycket mindre än planeternas rörelser, vilket har ställt hårda krav på mätmetoderna. Det
är enklast att detektera tunga planeter, så de planeter man har upptäckt har varit tunga som
Jupiter, eller tyngre, vilket var väntat. Det förvånande är att man har upptäckt att flera av
planeterna rör sig i banor som ligger mycket nära stjärnan, bara några miljoner km från stjärnan.
Genom sin närhet till stjärnan måste de hålla en hög temperatur, och kallas därför för hot Jupiters.
Andra planeter ligger i och för sig längre bort från stjärnan, men har i gengäld elliptiska banor.
En möjlig förklaring till de små planetbanorna är att det efter att planeterna bildades i den
protostellära skivan, genom gravitationen från planeten uppstod en tidvattenvåg i skivan. Den
vågen kunde sedan bromsa upp planeten som då rörde sig in mot stjärnan. En annan potentiellt
viktig effekt är att gravitationen mellan planeterna kan deformera deras banor. Detta tror man
kan vara en viktig mekanism för att förklara de elliptiska banorna.
4