Ruud Visser Postdoc, Sterrewacht Leiden
30 oktober 2009
Sterrewacht Leiden
Astrochemiegroep Prof. Ewine van Dishoeck Prof. Harold Linnartz Dr. Michiel Hogerheijde 5 postdocs 12 promovendi (aio’s)
Stervorming is complex
Prof. Frank Shu (Univ. of California): “Bij stervorming hebben we te maken met dichtheden van 105 tot 1023 cm-3, alle bekende natuurkrachten en signalen langs het gehele elektromagnetische spectrum, en het vereist een mate van kennis van primitieve materialen die zijn gelijke niet kent in andere takken van de astrofysica.”
Indeling
Hoe ontstaat een ster? Bouwmateriaal Instorting Straalstroom en schijf
Hoe weten we dit allemaal?
10 miljoen jaar in één minuut Hoe donkerder de kleur, hoe hoger de dichtheid
Interstellaire wolken
Foto: Serge Brunier
B68
Foto: FORS1/ESO
Paardenhoofdnevel
Foto: CFHT/Coelum
Orion Molecular Cloud Complex
Paardenhoofdnevel
Orionnevel
Vlamnevel Foto: Robert Gendler
Massa’s en diameters Wolken: 10.000 zonsmassa’s, 50 lichtjaar Klompen: 100 zonsmassa’s, 5 lichtjaar Kernen: enkele zonsmassa’s, 0,5 lichtjaar
Sterren ontstaan uit wolkenkernen
Indeling
Hoe ontstaat een ster? Bouwmateriaal Instorting Straalstroom en schijf
Hoe weten we dit allemaal?
Instorting van de kern Instorting begint met instabilitieit, bijv. supernovaschokgolf of botsing van sterrenstelsels Instorting werkt van binnen naar buiten
Sterfte en geboorte
Animatie: R. Hurt/NASA
Van kern naar ster Wolkenkern
Protoster
Dichtheid
105 cm-3 / 4 biljardste atm
1023 cm-3 / 4000 atm
Temperatuur
10 K / -263 °C
1 miljoen K / °C
Diameter
10.000 AE / 2 biljoen km
0,01 AE / 2 miljoen km
(afstand Aarde-Zon is 1 AE / 150 miljoen km)
Dichtheid: 1.000.000.000.000.000.000× hoger
Wanneer ontstaat de feitelijke ster? Materiaal in eerste instantie in vrije val Hoge snelheden leiden tot opwarming Warm gas geeft hogere tegendruk Hydrostatisch evenwicht: gasdruk in balans met zwaartekracht “ster”
Druk van boven
Zwaartekracht
Druk van onder
Het eerste licht
Wat zorgt voor het eerste licht? a. Kernfusie van waterstof b. Kernfusie van deuterium c. Kernfusie van lithium d. Kinetische energie: botsingen bij hoge snelheden laten materiaal oplichten
Deuterium vanaf 13 MJup / 0,01 Mzon Lithium " 65 MJup / 0,06 Mzon Waterstof " 75 MJup / 0,07 Mzon
Indeling
Hoe ontstaat een ster? Bouwmateriaal Instorting Straalstroom en schijf
Hoe weten we dit allemaal?
De ster is gevormd... en nu? Straalstroom
Restant wolk
Circumstellaire schijf Accretiestromen
Afbeelding: R. Hurt/NASA
Schijven zijn niet plat
Schijven van opzij gezien door Hubble (l.) en VLT (r.) Ster nog onzichtbaar
Circumstellaire schijf Ontstaat door draaiing van de wolk Diameter: 100-1000 AE Massa: 1/10e van de ster, later (veel) minder Geboorteplaats voor planeten en kometen
Afbeelding: Kees Dullemond
Animatie: R. Hurt/NASA
Animatie: R. Hurt/NASA
Onze eigen schijf Wat is er in ons eigen zonnestelsel nog te vinden van de circumstellaire schijf?
Afbeelding: Rursus/Wikipedia
Onze eigen wolk?
Indeling Hoe ontstaat een ster? Hoe weten we dit allemaal?
Infrarood
Zwarte stralers Spectroscopie Doppler-effect
Wetenschappelijke methode Waarneming
Simulatie
Theorie
Ṁ = m0a3 / G ρ(r,t) = α / 4πGt2
Protosterren waarnemen B68
Oplossing?
Probleem: stervorming vindt plaats in een wolk, dus onzichtbaar
Oplossing: infrarood licht of nog langere golflengtes Foto’s: ESO
Herbig-Haro 46/47
Animatie: R. Hurt/NASA
Elektromagnetisch spectrum
Afbeelding: Tatoute/Wikipedia
De grote boosdoener: stof Donkere wolken bevatten veel stof: een soort miniscule zandkorrels of grafietdeeltjes Diameter: 0,0001 mm / 100 nm Absorberen zichtbaar licht (400–700 nm), maar laten infrarood grotendeels door
Infraroodwaarnemingen
Voordelen: Wolken doorzichtig Protosterren en schijven zenden veel IR uit
Nadelen: Technisch complexer dan zichtbaar licht Atmosfeer slechts beperkt doorzichtig
Doorzichtigheid atmosfeer
Infrarood
Micro
Radio/ TV/ GSM
UV
Röntgen
Gamma
Afbeelding: NASA
Indeling Hoe ontstaat een ster? Hoe weten we dit allemaal?
Infrarood
Zwarte stralers Spectroscopie Doppler-effect
Ieder object straalt
Zon Aarde
Diagram: Sch/Wikipedia
Wat is hier waargenomen?
Diagram: Kees Dullemond
Samenstelling spectrum Ster: 6000 K Schijf (oppervlak): 100-500 K Schijf (binnenste): 10-100 K
Diagram: Kees Dullemond
Fysieke eigenschappen Temperatuur: spectrum (ruwe schatting) Dichtheid: ? Snelheden: ? Samenstelling gas en stof: ?
Voor al deze dingen: spectroscopie
Indeling Hoe ontstaat een ster? Hoe weten we dit allemaal?
Infrarood
Zwarte stralers Spectroscopie Doppler-effect
Gas, ijs en stof
Gas
Vormen en verhoudingen van de lijnen zeggen iets over de bron
Stof
Indeling Hoe ontstaat een ster? Hoe weten we dit allemaal?
Infrarood
Zwarte stralers Spectroscopie Doppler-effect
Rood- en blauwverschuiving
Kortere golven naar je toe, langere golven van je af
Afbeelding: Afbeelding: Charly Aleš Tošovský/Wikipedia Whisky/Wikipedia
Spectraallijnen
Verschuiving van spectraallijnen kan worden gemeten Afbeelding: Robert O’Connell
Wat zien we hier?
Doppler-effect: instortende wolk, draaiende schijf, straalstroom
Afbeelding: ASIAA/SMA
Samenvatting Donkere wolk Protoster Straalstroom en schijf Zwarte stralers Spectroscopie Doppler-effect
Stervorming is nu hopelijk Stervorming is complex iets minder complex
Prof. Frank Shu (Univ. of California): “Bij stervorming hebben we te maken met dichtheden van 105 tot 1023 cm-3, alle bekende natuurkrachten en signalen langs het gehele elektromagnetische spectrum, en het vereist een mate van kennis van primitieve materialen die zijn gelijke niet kent in andere takken van de astrofysica.”
