FÃ¶relÃ¤sningsanteckningar

More documents

Recommendations

Info

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
Page 1: Föreläsning 26/4 Det interstellä

FÃ¶relÃ¤sningsanteckningar

Create successful ePaper yourself

Delete template?

Save as template?