Möten

Tore Månsson, STAR, beskrev i sitt föredrag översiktligt och metodiskt olika stjärnors möjliga utveckling från att de inre fusionsprocesserna startat, i första hand beroende på deras massa. Förutsättningarna gavs för att de skall gå vidare mot mer eller mindre energistrålande solar, mer eller mindre långlivade, eller kanske bara stanna som bruna eller vita dvärgar. De viktigaste föreslagna kärnprocesserna för energialstring: ”p-p-kedjan” och ”CNO-cykeln” diskuterades, och också hur och till följd av vilka ytterligare kärnreaktioner (t.ex. ”trippel-alfa-processen”) stjärnorna så småningom när vätet är konsumerat fusionerar helium till tyngre grundämnen och lämnar huvudserien i Hertzsprung-Russel-diagrammet, blir jättar eller kanske superjättar. Tore skisserade sedan jättarnas vidare öden: hur de som inte är alltför massiva skjuter ifrån sig skalet av lättare grundämnen och bildar en planetarisk nebulosa, medan de riktigt tunga har förutsättningar att bilda en supernova, som i sin tur slutar som snabbroterande neutronstjärna (eventuellt synlig från jorden som pulsar) eller ett svart hål.

Text: Bertil Forslund

Kvällen ägnades åt att diskutera den kommande månförmörkelsen 2015-09-28. Vilka tider gäller för olika skeden av förmörkelsen, riktningar och höjder? Vilka platser kunde vara lämpliga för observationer? Vilken utrustning kunde tänkas användas? Exponeringstider vid foto? Bara det nu blir klart väder och att man orkar stiga upp mitt i natten!

Kvällen var programenligt förhållandevis fin vädermässigt. Trots det dukades det inomhus med långbord. Alla grillade sin korv utomhus och avnjöt den med potatissallad mm. Som vanligt hade Karsten Jöred ordnat en mer an vanligt knepig astronomirelaterad frågesport. Den vanns av Mikael Burman.

Text: Gunnar Lövsund

Tore Månsson, STAR-medlem, förklarade på ett mycket pedagogiskt sätt för oss andra om processer och förutsättningar for att stjärnor ska bildas. Han utgick ifrån det välbekanta Herzsprung-Russeldiagrammet, som visar fördelningen av stjärnor med avseende på ljusstyrka, temperatur, färgindex och livslängd. Här kan man följa en stjärnas utveckling. I mycket korta drag bildas protostjärmor ur interstellära gas- och stoftmoln (temperatur 10-30 °K) som kollapsar p g a gravitation eller påverkan från t. ex. supernovor. Dessa protostjärnor har en temperatur runt 4000 °K i centrum. Gravitationen komprimerar stjärnmassan och temperaturen ökar. Vid 10⁷ °K tänds stjärnan. Processen kan ta mellan 10 000 och 100 000 000 år beroende på massan. Ur resterna av molnet som bildat stjärnan kan planeter bildas. Stjärnan kommer nu att förbränna väte under större delen av sin livstid, som kan variera från några miljoner år till 100 miljarder år. Ju tyngre stjärna desto kortare livslängd. Tore kommer i ett senare föredrag tala om stjärnors vidare utveckling till slutfasen samt om planetbildning. Det ser vi fram emot

Text: Gunnar Lövsund

STARs flitige föreläsare Karsten Jöred talade denna gång om den himmelska fysiken. Tyvärr har redaktionen inte hittat någon som skrivit om föredraget, men Karstens föredrag brukar ju vara mycket intressanta vilket vi förmodar var fallet även denna gång.

Text: Gunnar Lövsund