De presentatie wordt gedownload. Even geduld aub

De presentatie wordt gedownload. Even geduld aub

Vorming van sterren Paul Groot Afdeling Sterrenkunde, IMAPP Radboud Universiteit Nijmegen

Verwante presentaties


Presentatie over: "Vorming van sterren Paul Groot Afdeling Sterrenkunde, IMAPP Radboud Universiteit Nijmegen"— Transcript van de presentatie:

1 Vorming van sterren Paul Groot Afdeling Sterrenkunde, IMAPP Radboud Universiteit Nijmegen

2 Waar worden sterren gevormd?

3 Samentrekking van gas

4 Interstellaire materie Ionen Electronen Atomen Moleculen Stof e-e- helium ion helium atoom H 2 CO 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~ K), en dichter ( 10 cm -3 ) Orion nevel

8 Dichte stervormings gebieden In stervormingsgebieden: koud (T~ K), en heel dichter ( 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 IRAS (1980s) ISO (1990s) 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? P wolk : T w, ρ w P gas : T g, ρ g In evenwicht: P gas = P wolk In Gas: T g ↑, ρ g ↓ In Wolk: T w ↓, ρ w ↑ Ideale gaswet: P = K 1 ρ T

21 Interne zwaartekracht Wolk heeft massa M w : Zwaartekracht versnelling, a g a g = GM w / r 2 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: M J (:) ρ w -1/2 T w 3/2 Als M w > M J : ineenstorting Dus als T w naar beneden gaat, of als ρ w 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 lichte 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 M J ↑ 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 Evolutie in het HRD log T log L Hoofdreeks Waar beginnen sterren? 0.01 R_sun 0.1 R_sun 1 R_sun 10 R_sun 100 R_sun Groot en koel! Klein en koel Temperatuur loopt op

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 (Proplyds)

38

39 Magnetische accretie Tijdens samentrekken wordt ook magneetveld gevormd.

40 Protoster geometrie Accretieschijf Protoster Magneetveld Jets

41 Herbig Haro Objecten

42

43 In ‘Slakkenogen’

44 Cluster vorming

45 Cluster na vorming


Download ppt "Vorming van sterren Paul Groot Afdeling Sterrenkunde, IMAPP Radboud Universiteit Nijmegen"

Verwante presentaties


Ads door Google