AST201H Exam Notes Term 2 (not including midterm notes).docx

63 Pages
Unlock Document

University of Toronto St. George
Astronomy & Astrophysics
Michael Reid

Interpreting H­R Diagrams –W8 04/10/2014 Spectral Class of Luminosity –OBAFGKM (oh boy a fucking girl kill me) Q: Stars class B5II means: Blue and bright giant I or II are already dying stars  III, IV or V are “alive” Lifetime of a star = size of gas tank/ rate of gas burn (mass/luminoscity) Bigger star =/ long life  More massive stars are more luminous in proportion to their masses than lower mass stars Even though they have more fuel, they are more luminous so use more fuel in proportion  The bigger a star is, the faster it dies/runs out of fuel (like dogs) Most stars form clusters ▯ use H­R diagram of a cluster to determine age If a cluster has all its short­lived stars (top of main sequence example) then it cant be very old (young star  cluster) If a cluster has lots of lower main sequence stars but the stars turn away from main sequence ▯means the  star cluster is OLDER  If there had been stars at the top then it would be young but the ones that would have lived for 1 billion or  less years have died already ▯cluster has been around for over a billion years When stars in clusters die, they drift off the main sequence and then float back and forth to main sequence  and away 15.3 Star Clusters all stars born from giant clouds of gas stars usually form in groups –star clusters(one cloud has enough material to form many stars) all stars in a cluster are about the same distance from earth all stars in a cluster formed at about the same time (within a few million years of one another) – used for  cosmic clocks two types of star clusters open­clusters which are modest size, globular clusters which are densely packed open clusters are found in the disk of a galaxy and tend to be young in age globular clusters are found in halo (area above and below disk) and are very old experience ejections from two stars orbiting too close together and it launches one out of the cluster age of star clusters determined by plotting them on H­R diagram main­sequence turnoff is when the stars at a certain point are no longer on the main sequence  which means those stars that have lived that certain age have finished their hydrogen burning lives and are  now doing other stuff off the main sequence main sequence gradually grows shorter for certain clusters over the years *the age of the cluster is equal to the lifetimes of stars at its main­sequence turnoff point globular clusters are calculated about 13 billion years old ­ oldest known objects in galaxy first stars formed when the universe was a billion years old (universe is 14 billion years old) Lifecycle of 1 Solar Mass Star –W8 04/10/2014 Main sequence star = “alive” and has enormous mass Stars below 8 solar mass are “low mass stars” Low mass stars differ from high mass stars Low mass star death = white dwarf and enormous planetary nebula Planetary nebula = cloud of dust, hydrogen helium and plasma  Supernova = explosion of massive star 1 Solar Mass star (like our sun) lifetime = 10 billion years ▯ most of suns core is helium ash which it cannot fuse to produce energy Star like the sun: takes H in core and convert into He VERY SLOWLY  after 10 billion years, almost all of the core material has been converted so it stars to die (because shutting  off solar thermostat ▯ it only runs from hydrogen) increase gravity or remove heat source will kill star Q: If nuclear fusion reactions in suns core slowed down a lot or just stopped what would happen? A: core would cool and gravity would crush it bc no more equilibrium Q: if Core slowed just a little would lead to  A: contract, then heat up, and expand back to its original size Lifecycle of 1 Solar Mass Star –W8 04/10/2014 He core = no more H fusion No more H fusion = no new heat, gravity wins Gravity wins = sun starts to shrink ▯release gravitational potential energy (potential means has potential to do something) As the particles release gravitational potential energy, the energy gets converted into motion (they speed up  as they go closer and closer to the core) as atoms start to move more quickly moving into suns gravity, it means their temperature is heating up Potential energy = energy stored in an object that can be something eg. Potential to be put into motion  (kinetic energy) as it contracts the particles get hotter but NOT hot enough to fuse at all Releasing gravitational potential energy ▯ignites hydrogen shell burning core still cannot burn but it ignores a shell around the core non­burning helium “ash” can no longer burn (core) just outside core is the hydrogen burning shell outside the shell is the non­burning envelope Shell burns slightly faster than core did during equilibrium and nuclear fusion hydrogen shell burning is so intense that it floods the outer later with extra energy and the sun  expands ENORMOUSLY Q: when a gas expands freely, it also cools down, thus when a sun’s outer layers expand, they should: A: emit more light of longer wavelengths Lifecycle of 1 Solar Mass Star –W8 04/10/2014 Starts as hydrogen­burning main sequence star and is expanding into red giant  Luminosity goes up ▯dimmer and redder but more surface area so it is more light and would increase the  temp of the earth Bigger object = higher luminosity bc more surface area emitting light (when sun expands it gets bigger and  emits more light) *When the sun runs out of hydrogen to burn, the sun evolves off the main sequence, climbs the sub­ giant branch, and then becomes a red giant Q: while the sun is on its way up the sub­giant branch, its core still isn’t undergoing nuclear fusion, what  should be happening to it? A: it should still be collapsing He core keeps collapsing while the outside of the sun keeps expanding Eventually when the density is high enough, the He core will IGNITE Will be about 100million years after leaving the main sequence (MS) Helium fusion turns on very suddenly – called the helium flash Steep level – tiny difference in temp changes the burning/not burning status (light switch) Q: once core helium fusion begins, the whole core will heat up, back to the way it was when the sun was  ‘alive” what should happen then? A: the core will expand, energy production will fall, and whole sun will shrink a bit Reason – new equilibrium of core expanding from new energy –back to close to original size so there is no  energy boost  For a brief time, the sun “lives again” fusing helium to make carbon It moves to the part of the H­R diagram called horizontal branch and stays there for a bit Lifecycle of 1 Solar Mass Star –W8 04/10/2014 Horizontal branch –second main sequence (fusing He) in cores compared to main sequence (fuse H) Stars don’t spend very long on horizontal branch (horizontal line) Helium fusion via the (common process) triple­alpha process Instead of 4 hydrogen you put 3 helium atoms ▯1 carbon atoms + energy After 100million years on the horizontal branch, the sun’s core will run out of helium (Gets new structure  ­like onion) After burning helium ash core, core = carbon ash (cannot burn) nd 2  layer helium­burning shell 3  layer hydrogen­burning shell th 4  layer is non­burning envelope Q; if two stars, of classes G and K, wind up on the horizontal branch. Which statement most correctly  describes their luminosities while on the horizontal branch? A: they have about same luminosity Horizontal branch is horizontal line so doesn’t go up or down on luminosity scale (vertical axis of H­R  diagram) Regardless of the mass they have, all end up with roughly same luminosity Once the sun has a carbon core, it is truly DEAD Carbon core starts to shrink = electrons in the core get closer together ▯electrons don’t like to get close to one another so: electron degeneracy pressure ▯becomes incredibly dense meanwhile, helium shell burning generates enough energy to blow outer layers of the sun off into space,  forming a planetary nebula* what’s left of the sun at this point is just its white carbon­rich core (about size of earth) and never does  anything ever again (just gets cold forever) Lifecycle of 1 Solar Mass Star –W8 04/10/2014 Life stages of a low­mass star Main­sequence life: slow and steady fusing H to He in core Red giant stage – sun becomes subgiant, then red giant Shrinking core ▯hydrogen shell burning,  helium burning core Some low­mass stars don’t get hot enough to fuse He and become helium white dwarfs Helium flash ▯He fusion heats core rapidly, fusion rate rockets ^ Helium­burning star (after a billion years as red giant) Main sequence (moves towards it back and forth lots over its life) Low­mass star death Burns helium for about 100 million years (only 1% as long as its main sequence lifetime) When helium fusion stops, the core is now carbon ash from helium fusion Last gasps Double­shell burning giant  Helium burning never reaches equilibrium but instead has a series of thermal pulses where fusion rate  spikes every thousand years Carbon fusion in core is only possible for temperatures above 600 million K, but degeneracy pressure will  halt the collapse of suns core before it gets that hot Final stage – matter flows outward with stars stellar wind Carbon stars – carbon from core has been pulsed to surface Most voluminous polluters in the universe  Planetary nebula Lifecycle of 1 Solar Mass Star –W8 04/10/2014 Ejects outer layers into space, creating huge shell of gas expanding away from the inert carbon core Emits ultraviolet radiation, is very hot Radiation makes it glow brightly Planetary nebula have nothing to do with planets (just resembles planetary disks from far away) The glow will fade as the core cools Nebula will disappear within a few million years, leaving behind the cooling carbon core as a white  dwarf White dwarfs = exposed cores of dead stars White dwarf is a decaying corpse that will eventually disappear from view as it becomes too cool to emit  visible light Fate of the earth Our climate regulation will break down as the sun gets larger and hotter Oceans will evaporate, killing all living organisms that need water Temperatures on earth will rise People on earth will need to find a new home Sun will probably destroy earth when its planetary nebula expands, leaving it a white dwarf White Dwarfs (mostly made of carbon) White dwarf = exposed star core that has shed outer layers (planetary nebula) Strong gravity but electron degeneracy pressure keeps it stable Reason why they don’t turn into black holes The smaller the white dwarf diameter, the heavier it is White dwarf limit = max mass of 1.4Msun Lifecycle of 1 Solar Mass Star –W8 04/10/2014 What can happen to a white dwarf in a close binary system? Accretion disks – can gradually gain mass from a main­sequence of giant star (rapidly rotating) Provides a dead white dwarf with a new energy source  Dwarf novae – brightening events when accretion disks cause matter to fall suddenly onto white dwarfs  surface (release of gravitational energy) Novae – the accretion disk eventually spirals and reaches the surface of the white dwarf Pressure and temperature build up with more accreting gas, then at 10 million K, hydrogen fusion ignites Heat and pressure which ejects most of the material that has accreted on the white dwarf ▯ Nova shines  brightly for a few weeks (creates nova remnant) Accretion resumes when nova explosion subsides, process repeats Nova = minor detonation of hydrogen fusion on surface Supernova = total explosion of star Supernova is much larger in distance White dwarf supernovae – with each nova, white dwarf ejects some of its mass If a white dwarf accumulates enough mass to approach 1.4Msun, it will die ▯ temp rises to fuse carbon (its  core) “carbon bomb” of instant carbon fusion white dwarf explodes completely into white dwarf supernova massive star supernova ▯supernova at end of high mass star life (lasts much longer than white  dwarf supernova) Lifecycle of 1 Solar Mass Star –W8 04/10/2014 Lifecycle of a Massive Star –W9 04/10/2014 Mass depends on what it can fuse after hydrogen When it is at the end of its life, it cannot generate anymore fusion Low mass stars – born with less than 2 solar masses of material Low­mass stars end up as white dwarfs Intermediate­mass stars­ birth weights between 2 and 8 solar masses High­mass stars­ birth weights greater than 8 solar masses (intermediate­mass stars are very similar to high­mass stars with lifetime stuff so not important) Die violently and leave behind either neutron star or black hole Difference between HIGH mass and LOW mass High mass has more gravity and is larger, so has stronger compression on core (core temp is higher than  low mass star) End of Life Massive stars also have shell structure start mostly hydrogen, fuse it to helium and then start burning helium to carbon, then burn carbon to  oxygen, then burn oxygen, neon, magnesium, silicon, inert iron core  why does it stop at iron? – more mass ▯more gravity low mass star doesn’t get hot enough to burn carbon like massive stars do more gravity = higher core density = ability to fuse heavier elements massive stars cannot fuse iron because it wouldn’t give energy but would take energy nucleon – particles in nucleus (proton or neutron) number goes up as next element is fused Lifecycle of a Massive Star –W9 04/10/2014 massive stars convert massive things into less massive things (except iron) in order to fuse iron to anything you have to put more energy in and you’ll be given more mass than that  was put in  **if a massive star gets a core of iron, it is stuck and has no more ways of producing energy because  anything it tries to stick to iron will consume energy and the core temp will drop slightly and prevents further  fusion reactions from happening Fission and fusion can both either produce of consume energy Fusion is sticking things together, fission is splitting things apart Key Principle: end of massive stars life, it has fused all the elements in its core into iron Iron has lowest possible mass so if you try to fuse it you will consume energy – need to put energy in this process happens in seconds: once it has an iron core, cannot generate heat anymore gravity starts to win, squeezes core, core cools and starts to collapse under its own gravity Massive star is way more massive and has a much stronger force of gravity Instead of it being stopped by electron degeneracy pressure, it gets rid of the electrons to avoid electron  degeneracy pressure Smash protons into electrons ▯ neutrons ▯ core continues to collapse and  neutron degeneracy  pressure Proton + electron = neutron + neutrino Neutrino does something useful!!!  ▯ neutron degeneracy pressure builds a wall that cannot be pushed to become smaller In seconds, the rest of the star rushes in at 20% of the speed of light and hits an immovable ball of  neutrons The inrushing material explodes ▯ called  supernova Lifecycle of a Massive Star –W9 04/10/2014 Supernova is as bright as all the other stars in its galaxy put together 1987A ▯important supernova Crab Nebula – a SNR left from a supernova which occurred in 1054 17.3 Life as a High Mass Star Life stages Hydrogen fusion Not only proton­proton chain, though high temps too CNO cycle (carbon, nitrogen, oxygen) ▯ high temps make protons smash into CNO nuclei CNO cycle also produces 1 He + energy just like 4 H protons Radiation pressure ▯ pressure from more protons bouncing around inside star Supergiant No degeneracy pressure when fusion slows because there is expansion of outer layers Core contracts and gets hotter so it can fuse other elements Advanced nuclear burning Helium­capture reactions = fusing helium nucleus with other elements to create new ones  As core contracts and it layers expand it moves horizontally across top of H­R diagram (lum stays same) Iron core Iron is the only element that is not possible to generate energy Iron has the lowest mass so everything else is heavier (you would need to put energy in and would get  mass) Lifecycle of a Massive Star –W9 04/10/2014 Elements heavier than iron can go through fission (breaking heavier ones to lighter ones) but would again  stop at iron How does a high mass star die? Supernova explosion Core collapses on itself (full of neutrons)  Releases enormous amount of energy Explosion ­ Outer layers are driven into space  Neutron star – ball of neutrons left behind from core Black hole (sometimes) – core continues to collapse Neutron Stars – W9 04/10/2014 First planet found outside our solar system was found orbiting a supernova star remnant After iron core stage, core turns into almost pure neutrons Two types of supernova Type 2 ▯ core collapse (different from each other) Single massive star exploding upon death Massive star supernova Type 1 ▯ carbon detonation (all identical) White dwarf in a binary system is fed until it bursts Material streams onto white dwarf from another living star ▯ adds enough mass that temp of core becomes  hot enough to fuse carbon, fuses it all at once and explodes Q: Lets say you record a spectra of a type 1 and a type 2 supernova. In which one would you expect to see  strong lines from hydrogen? A: Type 2 Type 1 is ball of carbon with tiny bits of hydrogen from giant Type 2 is a big giant ball of hydrogen with tiny bit of carbon that doesn’t explode Q: Which of the following will not occur during the sun’s process of dying: planetary nebula ejection, white dwarf formation, supernova explosion, helium flash A: Supernova explosion Sun will not blow up – only massive stars blow up Neutron Stars – W9 04/10/2014 Nearly all atoms heavier than iron come from supernovas Forming heavy elements by helium capture Most elements heavier than helium were made in supernovas You’re literally made from stuff from a dead stars core Star­gas­star cycle 1  generation of stars – population 3 stars  very massive, as soon as they formed they detonated What happens to pieces left over After a type 2 supernova occurs, what happens to the neutron core? Supernova explosion because all protons and electrons in stars core convert to neutrons – creates ball of  neutrons that cant be crushed Meanwhile upper layers of stars crash into the neutron ball and they bounce off Q: In a type 2 supernova, what stops the core of the star from collapsing and ultimately produces supernova  rebound? A: Neutron degeneracy pressure Neutron Stars The equivalent of atomic nucleus the size of a city Not a regular star Neutron Stars – W9 04/10/2014 What can result from the massive star supernova? A – nothing – the star completely destroys itself (usually type 1 but can be type 2) B­black hole – if the remnant is above 3Msun, nothing can stop it from collapsing entirely C­ neutron star – if the remnant is 1.5­3Msun, neutron degeneracy can support it Pulsars – class of neutron stars (looks like its pulsing) Typical neutron stars have powerful magnetic fields that channel material to their magnetic poles, heating  them up Rotational pole and magnetic pole are offset Hot spots at magnetic poles of star not aligned with rotational axis Hot spots sweep around the sky as they go around the surface of the neutron star They appear to blink on and off as the star spins (mainly in radio waves) Hot spots emit lots of light and it is spinning so the light appears in pulses / blinks 3x mass of sun, 10km wide and spinning ▯nothing can stop them from spinning they spin very fast ▯sometimes more than 1000 times a second Q: Which of the following correctly describes the relationship between neutron stars and pulsars? A: only some neutron stars are pulsars from our perspective Only some neutron stars appear as pulsars ▯if we don’t see them pulsing they just look like neutron stars All stars in universe have potential to be pulsars but we don’t see them if the light doesn’t shine directly at  us 18.2 Neutron Stars Neutron Stars – W9 04/10/2014 1930s began research that Neutron Stars actually exist What is a neutron star? Ball of neutrons created in the collapse of the iron core from a massive star supernova Neutron degeneracy pressure keeps them from becoming black holes (recall electron degen pressure  keeps white dwarfs stable) Neutron star gravity (10km radius but 300,000x heavier than earth) How were neutron stars discovered? First evidence in 1967 ▯ radio waves in pulses from a star area Pulsars Pulses are precise intervals (strict) Angular momentum Magnetic field directs beams of radiation out along the magnetic poles Pulsars stream a steady beam of light but we only see the pulses as it sweeps past earth They must be neutron stars because nothing else spins that fast Neutron stars in binary system X­ray binaries – gets energy from accretion if infalling matter X­ray bursts – quick release of energy primarily in form of x­rays (from helium fusion in neutron star vs.  hydrogen fusion in white dwarf) Our home Galaxy, Milky Way – W10 04/10/2014 Largest to smallest: universe, galaxy, solar system, star Q: if you stood on a planet in the center of a symmetric sphere of stars, you would see the stars: Filling your sky roughly equally in all directions Q: if you stood somewhere to one side on the disk of stars, you would see the stars: As a thin band of light circling your sky Visible light is easily blocked by dust – longer wavelengths of light are not The wavelength of IR light is larger than the size of a dust particle Infrared light has no trouble getting around dust If the sun’s core suddenly shrank a little bit, the core would: Heat up, causing fusion rates to increase which would cause it to re­expand 19.1 The Milky Way revealed what does our galaxy look like? Holds more than 100 billion stars Among tens of billions of galaxies in observable universe Our milky way is a spiral galaxy – has spiral arms Our home Galaxy, Milky Way – W10 04/10/2014 Terms: spiral arms, disk, bulge, halo, globular clusters Most of the galaxies bright stars reside in the disk, also is filled with interstellar gas and dust – known as  interstellar medium entire galaxy is 100,000 light years in diameter but disk is only 1000 light years thick sun is located 28,000 light years from galactic center milky way is relatively large galaxy within our local group How do stars orbit in our galaxy? Each individual star follows its own path around the galaxy But they do follow one of the two basic orbital patterns Stars in the disk orbit in roughly circular paths that go in the same direction on nearly same plans Merry­go­round resemblance – individual stars bob up and down (general gravitational attraction to galactic  center) and bobing is from gravitational pull from disk itself Stars fall from too far above to too far below and back again Orbits of stars near center and edge are about the same so stars closer to center complete their orbits  sooner than ones near edges Stars in bulge and halo soar high above and below the disk on randomly oriented orbits Orbits are less organized Travelled on elliptical paths but orientations are random Our home Galaxy, Milky Way – W10 04/10/2014 Swooping orbits make the bulge look puffier than the disk Sun takes 230 million years to complete one orbit around galactic center Since the speeds of orbits around center and edges are about the same, this means that the majority of the  galaxy’s mass is far from center and is distributed throughout halo We see few stars and no gas in halo so most of galaxy’s mass doesn’t give off light that we can detect ▯  dark matter Our home Galaxy, Milky Way – W10 04/10/2014 19.2 galactic recycling The birth of the Sun/planets in our solar system couldn't have occurred w/o galactic recycling taking place  within the disk of the galaxy and its interstellar medium  Galactic recycling…  Makes new generations of stars possible  Gradually changes the chemical composition of the interstellar medium  Recall early universe only contained H + He. All other elements were produced/released by stars. They mix  with interstellar gas, raising its proportion of heavier elements which becomes part of new star­forming  clouds, giving birth to new stars to continue cycle.  How is gas recycled in our galaxy? Star­Gas­Star Cycle   Atomic hydrogen clouds  Interstellar gas clouds fill the galactic disk  Molecular clouds  Gas in the disk gradually cools and forms molecules  Star formation  Gravity makes stars from molecular hydrogen gas  Nuclear fusion in stars  Fusion in the cores of stars makes new elements from hydrogen  Returning gas  Supernovae and stellar winds return gas and new elements to interstellar space  Hot bubbles  Our home Galaxy, Milky Way – W10 04/10/2014 Returning gas cools and then blends into atomic hydrogen clouds Gas From Dying Stars  Stars return much of their original mass to interstellar space in 2 ways:  Through stellar winds that blow throughout their lives  Through "death events" of planetary nebulae (for low­mass stars) or supernovae (for high­mass stars)  Low: Winds are usually weak while on main sequence, grow stronger when off + by time it dies it's returned  almost half its original mass   High: powerful winds recycle large amnts of matter into the galaxy. They explode, high­speed gas ejected  into space sweeps up surrounding interstellar material, excavating a bubble of hot, ionized gas (gas where  atoms are missing some electrons)  Bubbles are common but hard to detect usually only evident through radio emission from shells of gas  surrounding them  Bubbles created by supernovae have more dramatic effects than ones created by stellar winds. Supernovae  generate shock fronts ­ abrupt, high­gas­pressure "walls" that move faster than the speed at which  sound waves can travel through interstellar space. Movers/shakers of interstellar medium. Also act as  subatomic particle accelerators   Supernova remnant ­ aftermath of its shock front which compresses, heats, and ionizes all interstellar  gas it encounters. Later merges with surrounding interstellar medium  We live in a Local Bubble; a supernovae must have detonated "recently" to create hot gas bubble which  we're in. outside there is much cooler gas  Our home Galaxy, Milky Way – W10 04/10/2014 Supernovae affect more than the medium, but affect life by generating cosmic rays that cause genetic  mutations in organisms Superbubbles and Fountains  Bubbles have diameter of about 100 light years. Superbubbles span 1000s of light years.   Several shock fronts / bubbles combined make a superbubble  Once superbubble breaks out of Milky Way's disk, nothing slows its expansion except gravity.   Result = blowout (similar to volcanic eruption) ­ hot gas erupts from disk, spreading out as it shoots  upward into galactic halo  Blowouts continually cycle gas b/w Milky Way's disk + the halo. Galactic fountain; gravity eventually halts  the rise of gas, near top the gas starts to cool + form clouds,  which rain back down into disk where  contents mix with gas throughout a large region of the galaxy  Cooling and Cloud Formation  Hot ionized gas in bubbles is widespread but represents small fraction of gas in Milky Way  Most gas is cooler, H remains neutral ­ atomic hydrogen gas (even though there is He + other elements  too). After gas from bubbles cool they become part of this  Atomic H emits spectral line with wavelength of 21 cm. tis is seen from all directions, telling us it is  distributed throughout galactic disk. This is a few % of the galaxy's total mass.   Atomic H gas tends to be found in 2 distinct forms:  Large, tenuous clouds of warm atomic H (more common), weak magnetic field  Smaller, denser clouds of cool atomic H, stronger magnetic field  Magnetic fields provide support to clouds that gravity would otherwise cause to collapse + form stars  Matter remains in the warm atomic H stage for much longer than the cool atomic H stage b/c cooling +  contraction of atomic H clouds is a slow process.   Clouds of atomic H contains small + important amnt of interstellar dust. (interstellar dust grains ­  tiny, solid particles that form in the winds of red giant stars + resemble particles of smoke. They remain in  interstellar medium until heated + destroyed by passing shock fronts or incorporated into a protostar.  Responsible for absorption of visible light that prevents us from seeing through the disk)  From Atomic to Molecular Clouds  As temp drops further in center of a cool cloud of atomic H, H atoms combine into molecules, making  a molecular cloud ­ coldest, densest collections of gas in the interstellar medium, birthplaces of stars.  Often congregate into giant molecular clouds that contain up to 1million solar masses of gas. Settles toward  central layers of the Milky Way's disk due to density; creates phenomenon where dark lanes run through  luminous band of light in our sky that we call Milky Way  Our home Galaxy, Milky Way – W10 04/10/2014 Completing the Cycle  Large molecular cloud fragments + gives birth to a cluster of stars. Once a few stars form in cluster, their  radiation begins to erode surrounding gas in molecular cloud. Ultraviolet photons from high­mass stars  heat/ionize gas, winds/radiation pressure push ionized gas away. ­ this feedback prevents much of gas in a  molecular cloud from turning into stars  Molecular cloud erosion ­ newly formed massive stars glow wit ultraviolet radiation which sears he surface  of molecular clouds, destroying molecules + stripping electrons from atoms. Result = matter evaporates  from molecular clouds + joins hotter ionized gas encircling them. Then cycle begins again.  Massive stars will explode, fill region with bubbles of hot gas, expanding bubbles will cool as their gas  merges with atomic H gas, which will cool more + coalesce into molecular clouds, forming new  stars/planets.   Star­gas­star cycle will not go on forever. With each new gen of stars some gas becomes permanently  locked away in brown dwarfs that don’t' return material to space + in stellar corpses left behind when stars  die. Interstellar medium is slowing running out of gas, then it will cease.   Putting It All Together: The Distribution of Gas in the Milky Way  State of Gas  Primary  Approx.  Approx.  Description  Constituent  Temp  Density  Hot bubbles  Ionized hydrogen  1,000,000 K  0.01 atoms per  Pockets of gas heated by  1cm   supernova shock fronts  Warm atomic gas Atomic hydrogen  10,000 K  1 atoms per 1cm  Fills much of galactic disk  Cool atomic gas  Atomic hydrogen  100 K  100 atoms per  Intermediate stage of star­gas­ 3 1cm   star cycle  Molecular clouds  Molecular hydrogen  30 K  300 atoms per  Regions of star formation  1cm   Molecular cloud  Molecular hydrogen  60 K  10,000 atoms per Star­forming clouds  3 cores  1cm   Our home Galaxy, Milky Way – W10 04/10/2014 Where do stars tend to form in our galaxy? Some regions of the galaxy seem to be more fertile than others; galactic environments rich in molecular  clouds tend to spawn new stars easily. Gas­poor environments don't.  Star­Forming Regions  Hot, massive stars = region of active star formation (stars there live fast + die young, don't move far from  birthplace)  Near hot stars we often find colorful, wispy blobs of glowing gas; ionization nebulae which glow b/c  ultraviolet photons from hot stars can ionize the nebula's atoms or raise their electrons to high energy  levels, atoms emit light as the electrons return to lower levels. (eg. Orion Nebula)  Most striking colors come from particular spectral lines produced by particular atomic transitions.. Eg.  Transition where e falls from energy lvl 3 to energy lvl 2 in a H atom generates a red photon with a  wavelength of 656 nanometers.   Ionization nebulae appear mostly red in photos b/c of all the red photons released by this transition  Blue + black tints in some have different origin. Starlight reflected from dust grains produce blue colors b/c  grains scatter blue more readily than red light. These reflection nebulae are always bluer than the  stars providing the light   Black regions of nebulae are dark dusty gas clouds that block our view of the stars beyond them  Spiral Arms  Spiral arms bear all the hallmarks of star formation. Home to both molecular clouds + numerous clusters of  young, bright blue stars surrounded by ionization nebulae. Also see enhanced amounts of molecular +  atomic gas in them, + streaks of interstellar dust obscuring the inner sides of the arms themselves. ; contain  both young stars + the material to make new stars.   Spiral arms are like swirling ripples in a whirlpool. They're enormous waves of star formation that propagate  through the gaseous disk of a spiral galaxy.  Our home Galaxy, Milky Way – W10 04/10/2014 Spiral density waves = disturbances responsible for spiral arms. Spiral arms are places where stars + gas  clouds get more densely packed. The large gas clouds collide, packing the clouds closer together which  enhances the force of gravity within them triggering the formation of many new new clusters form in  the arms, supernova explosions from the massive stars in those clouds compress the surrounding clouds  further, triggering more formation.  Traffic Model; tractor blocks cars, they get near the tractor and slow/bunch together, but once past the  tractor speed up and spread out again. In a spiral density wave gravity plays role of tractor + stars + gas  clouds play role of the cars. Stars + gas clouds are constantly flowing through its spiral arms, but the extra  density of matter in the arm alters that flow, exerting a gravitational force that pulls stars + gas clouds into  the arm + hinders their escape as they move out the other side. Cannot trap stars but temporarily slows  them down to produce a long­lasting pattern.  Summary:   Spiral arms are sites of star formation  Stars are created more readily there b/c of gravity bunching clouds more tightly in tem than anywhere else   Collisions b/w the gas clouds compress the gas increasing gravity triggering star formation  Underlying spiral density pattern that initiates this star formation doesn't move with stars but instead  propagates through the disk like a wave  Massive blue stars that form as
More Less

Related notes for AST201H1

Log In


Don't have an account?

Join OneClass

Access over 10 million pages of study
documents for 1.3 million courses.

Sign up

Join to view


By registering, I agree to the Terms and Privacy Policies
Already have an account?
Just a few more details

So we can recommend you notes for your school.

Reset Password

Please enter below the email address you registered with and we will send you a link to reset your password.

Add your courses

Get notes from the top students in your class.