Aarhus University Seal / Aarhus Universitets segl

Astrofysik

Sådan opstår stjerner

Nikolaj spørger: Hvordan opstår en stjerne, hvad får den til at opstå?

Henning Haack, ASTRO svarer under DR1 TVudsendelsen 31.1.2018:

Når man kikker rundt i Mælkevejen kan man se enorme molekyleskyer bestående af gas og støv. Gassen består både af brint og helium fra Universets oprindelse – men der er tilføjet gas fra døde stjerner. Gassen der udsendes fra døde stjerner er beriget med alle de andre grundstoffer og molekyleskyerne indeholder derfor alt hvad der skal til at lave nye stjerner og planeter. Stjernedannelsen finder sted inde i molekyleskyen når en del af gassen bliver så tæt at den falder sammen i sit eget tyngdefelt. Derved dannes en ny stjerne omgivet af en roterende sky af gas og støv, hvorfra der kan dannes planeter.


Thuban - ikke et sted at slå sig ned!

Mette skriver:

Jeg er ved at lave lidt research til en YA bog jeg er ved at skrive hvor en del af historien finder sted på stjernen Thuban (alpha draconis) i stjernebilledet Dragen. Jeg håber i kan hjælpe mig med at forstå nogle basis ting om den da jeg ikke får meget ud af at læse om den på wikipedia, det er simplethen for mange udtryk og tegn jeg ikke forstår.

Her er mine spørgsmål:

1. Hvor stor er den i forhold til jorden?

2. Den beskrives som en “White Giant” men hvad betyder det egentlig?

3. Hvor varmt/koldt er der?

4. Hvis den var ved at dø og blev til en supernova, ville vi så blive påvirket af det på nogen måde her på jorden?

5. Hvad består den af? Hvordan er dens “landskab”?

6.Er der andet jeg burde vide omkring den?

Svar:

Hej Mette
Stakkels dine personer, hvis de skal befinde sig på Thuban! Er du klar over, at det er en stjerne, og ikke en planet?

Her er lidt baggrundsoplysninger alligevel:

Thuban er en dobbeltstjerne, hvor de to næsten lige store stjerner kredser om hinanden på 51,4 dage. Deres indbyrdes afstand er 46% af afstanden imellem Jorden og Solen, så det bliver 69 millioner kilometer. Vi kan ikke skelne de to komponenter fra hinanden her fra Jorden, selv med de største teleskoper. Vi véd, det er en dobbeltstjerne fra andre målinger. Der er ikke opdaget exoplaneter i kredsløb omkring nogen af de to stjerner – men derfor kan der sagtens være nogen. De vil så have to næsten ens ’sole’ på himlen.

Thuban A er 3,4 gange større end Solen, så det bliver 5,2 millioner kilometer, eller 416 gange større end Jorden.

En hvid kæmpestjerne er en stor og varm type stjerne (typebetegnelsen er A0 III), som på grund af den høje overfladetemperatur udsender blå-hvidt lys (Solens lys er til sammenligning mere blå-grønt). Dens alder har jeg ikke kunnet finde noget om, men den vil være 1-3 milliarder år gammel.

Den er muligvis variabel, men det er ikke kendt med sikkerhed.

Der er 10 100K, det vil sige cirka 9 730°C på overfladen. I det indre er den omkring 18 millioner grader varm. Rotationstiden er 26,2 døgn for en omdrejning om sig selv.

Afstanden til Thuban er 303 lysår. Det betyder, at den vil være for langt væk til at påvirke os på Jorden, hvis den eksploderede – men det gør den ikke, for det er den ikke tung nok til!

Som alle andre stjerner består Thubans to komponenter af omkring 74% Hydrogen og 25% Helium og 1% andre grundstoffer. “Landskabet” er som Solens; en kogende masse af lysende gas uden en fast overflade.

Thuban A lyser 479 gange klarere end Solen. Thuban B 40 gange klarere.

Thuban var en gang Nordstjerne for Jorden, dvs, at den omkring 2800 fKr. stod meget tæt ved himlens Nordpol, så det så ud til, at de andre stjerner kredsede om den. Omkring 1800 fKr var den for langt væk fra Nordpolen til at have denne ære.

Og så denne lille interessante oplysning fra Wikipedia:

According to British conspiracy theorist David Icke, Alpha Draconis is the origin of blood-drinking, shape-shifting reptilians who lurk in underground bases and plot against humanity (with the aid of powerful figures such as Queen Elizabeth II).[17] mvh OJK


Hvad består en stjerne af?

Jesper spørger: Hvad er en stjerne? Er det gas?, er det fysiske “planeter”?

Professor Hans Kjeldsen, Aarhus Universitet svarer under DR1 TVudsendelsen 31.1.2018:

Stjerner består af gas. Det meste af gassen er hydrogen og helium og temperaturen i det indre er på flere millioner grader. På overfladen er gassen glødende og det gør at stjernerne lyser. De store planeter, Jupiter og Saturn, består også af gas, men temperaturen er meget lavere end i stjernerne. Planeter af Jordens type har faste overflader og består af klippemateriale.


Hvad er en stjerne?

Jesper spørger: Hvad er en stjerne præcist ? Kan man lande et fartøj på en stjerne ?

Ole J. Knudsen, Aarhus Universitet svarer under DR1 TVudsendelsen 31.1.2018:

En stjerne er en kugle af gasarter, som er så varm, så den udsender lys og andre former for energi. Overfladetemperaturen på for eksempel Solen er 5700 grader, og der er ingen overflade at lande på, så den går ikke.


Hvor gammel er Mælkevejen?

Laura spørger: Hvor gammel er Mælkevejen?

Professor Hans Kjeldsen svarer under DR1 TVudsendelsen 31.1.2018:

Mælkevejen – vores egen galakse – blev dannet omkring 1 milliard år efter Big Bang. Big Bang fandt sted for 13,75 milliarder år siden, så Mælkevejen er næsten 13 milliarder år gammel.


My Herculis - de første resultater fra SONG-projektet

Pressemeddelelse fra Stellar Astrophysics Centre 15. februar 2017

SACs Frank Grundahl er hovedforfatter til en ny artikel i Astrophysical Journal, med de første resultater fra det dansk ledede SONG projekt – et samarbejde imellem universiteterne i Aarhus og København samt IAC på De kanariske Øer. I artiklen beskrives resultaterne af 215 nætters observationer af stjernen μ Herculis.

Det er den længste serie observationer af en sollignende stjerne nogensinde, og observationerne er så nøjagtige, at de vil føre til forbedring af de gængse stjernemodeller.

Med de nyligt offentliggjorte observationer véd vi meget mere om stjernen end tidligere, og det er SONG-teleskopets fortjeneste. Faktisk ved vi en smule for meget, for de data, vi får fra SONG teleskopet er af så høj kvalitet, at selv de bedste stjernemodeller har svært ved at forklare alle detaljerne, man ser. Det ser professor og centerleder Jørgen Christensen-Dalsgaard fra Stellar Astrophysics Centre (SAC) på Aarhus Universitet nu ikke som noget negativt. Tværtimod glæder han sig: “Observationerne af stjernen μ Herculis har ført til en langt større forståelse af denne stjerne. Alt det nye, vi véd om stjernen, er helt perfekt til at teste de modeller vi har, og til at justere dem så de bliver endnu bedre.”

μ Herculis på video

Se mere når lektor og første-forfatter på artiklen Frank Grundahl og professor Jørgen Christensen-Dalsgaard forklarer om stjernen μ Herculis og stjernemodeller i denne YouTube-video fra Stellar Astrophysics Centre: https://youtu.be/358aEUuCQDk

Markant vidensforbedring

Den klareste i det firedobbelte stjernesystem; μ Herculis A er en stjerne af samme type som Solen, men noget ældre og godt 10% tungere. Den er i færd med at udvikle sig fra at være en helt ordinær stjerne på det, som kaldes Hovedserien til en kæmpestjerne – men det vil tage nogle millioner år at nå så langt. Netop studiet af de almindelige stjerner er meget vigtigt. Det er altid spændende at forske i de mere eksotiske stjernetyper, men den dybe forståelse af stjernernes natur kræver, at vi først får en solid basisviden om de mere almindelige stjerner.

Den nyudgivne artikel i Astrophysical Journal hjælper os et stort skridt i den retning. Vores kendskab til stjernens alder, rotationstid, overfladetemperatur, grundstofsammensætning, lysstyrke, størrelse og indre struktur er blevet mange gange forbedret med SONG-observationerne, og det kan gøres endnu bedre . Projektmanager på SONG lektor Frank Grundahl, fra SAC fortæller: “Hele ideen med SONG er, at vi bliver istand til at observere enkelte stjerner i meget lange tidsperioder. μ Herculis A har vi observeret i 215 nætter i 2014 og 2015, og vi fortsætter hver gang der er mulighed for det på observatoriet på Tenerife. Jo længere vi observerer, des bedre bliver målenøjagtigheden. Som situationen er lige nu, bliver vi nødt til at observere med pauser – det bliver jo dag en gang imellem på Tenerife, men målet med hele SONG projektet er at opbygge en kæde af observatorier, spredt rundt på jordkloden på en måde, så vi kan observere en given stjerne uafbrudt i flere døgn. Når det lysner ved det ene teleskop, overtager det næste, identiske teleskop, som befinder sig længere vestpå, hvor det endnu er nat.”

Det særlige ved SONG-observationerne

Hertzsprung SONG teleskopet på Tenerife er det første i netværket. Det næste, ved Delingha i det vestlige Kina, er meget tæt på at blive taget i brug.

SONG teleskoperne er ret så små i forhold til de kæmpeteleskoper, som allerede findes, eller som er under bygning rundt omkring i Verden. De har en spejldiameter på bare 1 meter. De bliver udstyret med forskellige måleinstrumenter, hvoraf en spektrograf vil være det vigtigste. Med spektrografen måler man de ganske små svingninger, der kan ses på stjernens overflade, fordi gassen svinger op og ned. Det sker fordi stjernens ydre dele ”koger”. Målingerne af disse stjernesvingninger kaldes asteroseismologi, og det er en metode helt parallel med den, som geologerne bruger, når de studerer Jordens indre ved hjælp af de svingninger, som seismograferne måler fra jordskælv og sprængninger.

SONG-målingerne af det, som kaldes radialhastigheder, på stjernens overflade er langt mere nøjagtige end for eksempel de målinger af svingninger i stjernernes lysstyrker, som mange kender fra for eksempel Kepler-satellitten.

En anden styrke ved SONG-ideen er de lange observationsperioder. Jo længere tid, man kan observere en stjerne des mere præcise bliver de stjerneparametre, som man bestemmer.

Robotteleskoper

En vigtig del af ideen bag SONG er, at teleskoperne skal være automatiske og at de kan fjernstyres. Kun når noget skal repareres eller udskiftes er det nødvendigt med personale ved selve teleskopet. Til daglig taster forskerne blot de ønskede stjerner og observationsdetaljer ind via en hjemmeside (som man dog skal have særlig adgang til!), og så udfører teleskopet selv observationerne som en veltrænet robot. Mads Fredslund Andersen, som er ledende softwareudvikler og teleskop manager på SONG-projektet og andenforfatter på artiklen fortæller: “Det er ret så praktisk at man ikke skal sidde oppe om natten, når man for eksempel som jeg er nybagt far og har brug for god nattesøvn engang i mellem. Jeg kan dog sidde derhjemme med en helt almindelig tablet og følge med i observationerne og hvis noget ikke fungerer som det skal, kan jeg bryde ind og fjernstyre teleskopet på Tenerife samtidig med, at jeg giver den bette mad med den anden hånd!”

Mere i vente

Hertzsprung SONG teleskopet har indhøstet data fra mange forskellige stjerner i de seneste to år, og der er mange flere spændende resultater på vej. Frank Grundahl slutter med et stort smil: “De her 215 nætters observationer af μ Herculis er den længste serie observationer, der nogensinde er foretaget fra Jorden af en sollignende stjerne. Det har været helt fantastisk at se det her projekt vokse frem og levere, hvad vi forventede, og især at se, at vi med forholdsvis små ressourcer her fra Jordens overflade kan konkurrere med de enormt dyre satellitteleskoper. Der er meget mere i vente.”


Hvor store og små kan stjerner blive?

Hej

Jeg er kommet til at tænke på, hvor stor en stjerne kan blive. Og hvor lille kan en stjerne egentlig blive? Samt hvad er den største og mindste stjerne, man kender til?

Jeg ved, at den største stjerne er bestemt ud fra Eddingtons limit, men jeg kan ikke rigtigt finde et konkret svar på, hvor stor en stjerne egentlig kan blive, før den kollapser under sig selv, eller før strålingstrykket bliver så stort, at det river stjernen fra hinanden. Jeg ved også, at den mindste stjernes størrelse er bestemt af, at protonerne skal være så tæt på hinanden, at de kan fusionere, uden at elektronerne kommer så tæt på hinanden, at elektronernes kvantetilstande vil overlappe - for da vil gassen i stjernen, som tilnærmelsesvis er en idealgas, ikke længere være en idealgas. Men jeg kan ikke rigtigt finde ud af, hvad der sker, hvis elektroners kvantetilstande overlapper. Det skal lige nævnes, at jeg har basisviden inden for astrofysik og kvantemekanik.

Mine spørgsmål er altså:

Hvor stor er den mindste teoretiske stjernes masse og radius og hvorfor?

Hvor stor er den største teoretiske stjernes masse og radius og hvorfor?

Hvor stor er den mindste stjernes masse og radius, som man kender til?

Hvor stor er den største stjernes masse og radius, som man kender til?

Med venlig hilsen

FW


Hej FW

Som det ofte sker, er de simple spørgsmål ikke så simple at svare på, men lad mig prøve.

Vi starter med den mindste masse for stjerner. Her definerer jeg 'stjerne' som et objekt, hvor energien overvejende kommer fra kernereaktioner. De teoretiske modeller viser, at for brintfusion kræver det, at massen er højere end ca. 0.08 Msun, hvor Msun er Solens masse. Du har ret i, at grænsen har en hel del med elektronernes kvantetilstande at gøre. For stjerner med meget lave masser bliver massefylden i de centrale dele af stjernen meget høj. Det gør, at der er meget lidt plads til hver elektron, og Heisenbergs usikkerhedsrelation siger så, at elektronernes impuls, og dermed energi, bliver højere. Lidt mere formelt er elektronerne fermioner og kan derfor ikke deles om kvantetilstande.

Ved de meget høje elektrontætheder må elektronerne derfor også fylde høje kvantetilstande ved meget højere energi end den energi, der svarer til den normale termiske energi. Det kaldes, at elektronerne bliver degenererede. Til den høje energi svarer også et stort bidrag fra elektronerne til trykket. Det samlede tryk er bestemt af, at der skal være ligevægt (hydrostatisk ligevægt) mellem trykgradienten og tyngdekraften. Når de degenererede elektroner bidrager mere må de øvrige partikler i gassen bidrage mindre, og det betyder, at temperaturen bliver lavere. Ved 0.08 Msun er temperaturen så lav, at kernereaktionerne ikke bidrager signifikant til stjernernes udstråling.

Modellerne viser, at stjerner ved denne nedre massegrænse har en radius ca. som Jupiter, omkring 0.1 Rsun, hvor Rsun er Solens radius.

Jeg er ikke sikker på, hvad der p.t. er den mindste stjerne, man kender. På følgende site omtales stjernen OGLE-TR-122b med en radius på 0.12 Rsun som den mindste kendte. Sitet giver også yderligere information:  www.universetoday.com/25348/what-is-the-smallest-star/.

Objekter med endnu mindre masse kaldes 'brune dværge'. Her kommer den udstrålede energi fra frigivelse af gravitationel potential energi, ved at objektet langsomt trækker sig sammen. Energiudsendelsen fra de brune dværge er så lille, at de kan leve i milliarder af år på den måde. I de senere år er der blevet detekteret et ret stort antal brune dværge, specielt gennem infrarøde observationer.

Den fysiske årsag til den øvre massegrænse, og hvad grænsen er, er, så vidt jeg ved, mindre sikker, men du har ret i, at det har meget med strålingstryk og Eddington-grænsen at gøre. Ved den meget høje luminositet er der ustabiliteter, der forårsager et kraftigt massetab og dermed en begrænsning af massen. Der er noget, der tyder på, at disse effekter afhænger stærkt af indholdet af grundstoffer tungere en helium (de såkaldte 'tunge grundstoffer'), sådan at stjerner med et meget lavt indhold af tunge grundstoffer kan have meget større masser. Det gælder specielt den første generation af stjerner dannet lige efter Big Bang, og inden de tunge grundstoffer var produceret i det indre af stjerner. Her har der været nævnt muligheden for stjerner med masser på 1000 Msun (som dog ikke er observeret - disse stjerner har udviklet sig til supernovaer på få millioner år). For stjerner med Solens indhold af tunge grundstoffer er den teoretiske øvre massegrænse formodentlig omkring 100-200 Msun.  En liste over stjerner med de højest kendte masser kan findes her:  en.wikipedia.org/wiki/List_of_most_massive_stars.

Listen angiver stjernen R136a1 som rekorden, med en masse på 265 Msun. Den ligger i den Store Magellanske Sky, og dermed med et indhold af tunge grundstoffer noget lavere end Solen, hvilket som nævnt kan have været med til at muliggøre den store masse.

Sitet www.universetoday.com/13507/what-is-the-biggest-star-in-the-universe/ diskuterer stjerner med den største kendte radius, som typisk er kølige røde superkæmper. Den største kendte stjerne skulle være VY Canis Majoris med en radius på måske 2000 Rsun. Massen er vist ikke kendt men behøver ikke at være ekstremt høj. Her sættes grænsen for radius nok også af massetab, i dette tilfælde gennem en kraftig stjernevind drevet af lysets effekt på støv dannet i den relativt kolde stjerneatmosfære.

Venlig hilsen Jørgen Christensen-Dalsgaard, professor.


Stjerners metalindhold

Tilsendt via Information

"Jeg læste en artikel om stjerners "metallicity", og jo højere metallicity jo yngre er stjernen. Hvordan hænger det sammen, når unge stjerner kun består af hydrogen og helium. Kommer alle andre elementer ikke først senere i det thermonukleære forløb - metaller, kulstof, oxygen etc? Dermed skulle høj metallicity jo mene en ældre stjerne!"

Svar

Vores spørger har fået forvekslet en stjernes alder og den generation, som stjernen tilhører.

'Metallicity' er ganske rigtigt et mål for, hvor meget en stjerne indeholder af grundstoffer, som er tungere end Hydrogen og Helium. I det meget tidlige Univers, kort efter Big Bang var der kun de to grundstoffer til stede, plus meget  meget små andele af Beryllium og Lithium. Inde i stjernerne produceres så tunge grundstoffer ved kerneprocesser. Nogle af disse tunge grundstoffer kastes ud i Verdensrummet blandt andet ved supernovaeksplosioner, og generation for generation af stjerner vil få stadigt højere indhold af tunge grundstoffer; større metallicity. De unge, nydannede stjerner omkring os har altså højt metalindhold (astronomerne slår alt tungere end Hydrogen og Helium sammen, og kalder det 'metaller'), mens de gamle stjerner, som er dannet i Universets unge dage ikke har metaller i større mængde. Læserens forvirring er absolut forståelig, men man skal tænke på, at vi kun ser de ydre dele af stjernerne - alle de tunge grundstoffer, som en stjerne producerer i dens levetid, kommer først frem i dagens lys, når stjernen som gammel eksploderer. De ydre, synlige dele af en stjerne har altså lavere metalindhold end de indre, skjulte dele, for der er normal ikke nogen kæmpe grydeske, som rører rundt i stjernestoffet. OJK


Stjernesvingninger - asteroseismologi data

Hej

Jeg er i øjeblikket i gang med et projekt angående stjernesvingninger, hvor jeg blandt andet skal lave en fouriertransform over noget data fra en valgfri stjerne. Jeg har ikke haft held med at finde noget data online fra nogen rumbaserede teleskoper, og ville derfor høre, om jeg evt. kunne få noget fra jer, da I netop forsker i området asteroseismologi på Århus Universitet. 

M.v.h.

Simona

Hej Simona.

Du kan bruge de data, som er til rådighed i e-bogen Exoplaneter fra forlaget Systime. Din skole har sandsynligvis en licens eller mulighed for at give dig en prøveadgang; ellers skriv igen, så finder vi en til dig.

mvh Ole