Ruud Visser Postdoc, Sterrewacht Leiden 30 oktober 2009

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.”