Stjerneutvikling 2008 Lars, Morten, Åsgeir, Erlend. Stjerneutvikling. Lars, Morten, Åsgeir og Erlend 1/11

Transkript

1 Stjerneutvikling Lars, Morten, Åsgeir og Erlend 1/11

2 Innhaldsliste Bakgrunn og føremål 3 Utstyr/hjelpemiddel/kjelder 4 Fødsel og ungdom 5 Stabilt vaksenliv 5 Alderdom og død 6 Alfa Centauri (Rigil Kentaurus) 9 Alfa Centauri A og B 9 Proxima Centauri 10 Konklusjon 11 2/11

3 Bakgrunn og føremål Då me kunne velja ganske fritt kva me ville jobba med under dette prosjektet kom me fram til at me hadde mest lyst til å sjå nærare på livet til stjernene, i tillegg til å sjå litt nærare på ei bestemt stjerne. Då valde me stjernesystemet Alfa Centauri, som inneheld dei stjernene som er nærast vår eiga sol. I fysikkboka står det ein del om livet til stjernene frå fødsel til død men me har også funne informasjon om temaet på internett. Spesielt Alfa Centauri måtte me til andre kjelder enn læreboka for å finna stoff om. Les meir om dette på neste side. 3/11

4 Utstyr/hjelpemiddel/kjelder Då dette ikkje eigentleg var eit forsøk, hadde me ikkje så veldig mykje utstyr å snakke om. Nokre datamaskinar og litt normal programvare (tekstbehandlar, biletredigeringsprogram), samt internett. Kjelder hadde med litt av. Då delar av oss har hukommelsesproblem kan me ikkje oppgje alle internettkjeldene våre, men mesteparten av dei ligg på Wikipedia ( og dei minimale ytterlegare tekstmengdene fann me ved hjelp av google. Av ikkje-internettkjelder har det stort sett gått i fysikkboka vår (Aschehoug si glimrande «ERGO Fysikk 3FY»), men me var også såvidt innom eit lite leksikon. 4/11

5 Fødsel og ungdom Ei stjerne vert danna av tåke (område der gass og støv har hopa seg opp slik at tettleiken er større enn gjennomsnittet, som er mindre enn kg/m 3 ). Støvet og gassen finst i rommet mellom stjernene. Støvet er for det meste frosen gass rundt små partiklar av jern og stein Gassen er sett saman av 75% hydrogen og 25% helium, målt i prosent av massen. Viss tettleiken av ei tåke vert stor nok, kan tåka taka til å trekkja seg saman. Resultantkrafta peikar inn mot sentrum av tåka, fordi kvar partikkel vert påverka av gravitasjonskrefter frå dei andre partiklane. Tåka får etter kvart kuleform, og temperaturen stig fordi litt av den potensielle energien vert omforma til termisk energi når gassen fell innover, og resten av energioverskotet går ut som infraraud stråling. Gasskula er vorten til ei protostjerne når temperaturen er så høg at ho byrjar å senda ut lys. Når temperaturen i sentralområdet på protostjerna er større enn fem millionar kelvin, kjem det i gang kjernereaksjonar. Samantrekkinga stoppar, og protostjerna er vorten til ei stabil stjerne. Viss stjernemassen er mindre enn 0,08 solmassar, kjem ikkje kjernereaksjonane i gong fordi sentraltemperaturen vert for låg. Protostjerna vert då ein lyssvak brun dverg. Stabile stjerner finn me i hovudserien i Hertzsprung- Russel- diagrammet. Stabilt vaksenliv Stabile stjerner har om lag konstant radius, temperatur og utstråla effekt. Massen ligg mellom 0,08 og 60 solmassar. Viss massen er større enn 60 solmassar vert stjerna sprengd av dei indre trykkreftene. Energien kjem frå hydrogenfusjon i sentralområdet, fordi temperaturen i sentralområdet er så høg at hydrogen fusjonerer til helium. Energien som vert frigjort vert transportert utover i stjerna ved stråling og til slutt ut frå overflata. Gravitasjonskreftene som verkar innover utgjer ei jamvekt med trykkreftene som verkar utover, og denne jamvekta kan kan vera stabil i millionar eller milliardar år. Det er berre massen som avgjer kor ei ung stjerne hamnar i hovudserien. Små stjerner blir raude, lyssvake M- stjerner, stjerner med masse lik solmassen vert gule G- stjerner, medan store stjerner vert blå, lyssterke O- stjerner. Dei første kjernereaksjonane som skjer i det indre av ei stjerne, er fusjon av hydrogen til helium. Det er to prosessar som er aktuelle: proton proton fusjonen og karbonsyklusen. Nettoresultatet i begge reaksjonane er 4 H He + 2e + + 2v + gammastråling Proton proton fusjonen går av seg sjølv når sentraltemperaturen i stjerna er over 5*10 6 K, medan karbonsyklusen er mest effektiv når sentraltemperaturen er meir enn 20*10 6 K. 5/11

6 Ei stjerne er ei stabil hovudstjerne så lenge det er nok hydrogen i sentralområdet. Den stabile perioden er den lengste i livet til stjerna. Store stjerner har kortast levetid. Dette er fordi ei stjerne med stor masse får høg sentraltemperaturen og fusjonstakta. Dermed bruker dei hydrogenet sitt fortare opp enn stjerner med liten masse. Store stjerner har difor størst utstråla effekt og kan ha levetid ned mot eit år, medan små stjerner kan ha ei levetid opp mot 100 milliardar år. Alderdom og død Ei stjerne byrjar avslutninga på livet når fusjon har ført til at rundt 10% av stjernemassen har gått frå hydrogen til helium. Då er har nesten all hydrogenen i sentralområdet til stjerna fusjonert til helium, og dette byrjar å trekkja seg saman. Under samantrekkjinga vert temperaturen så høg at heliumkjernane kan fusjonera til karbonkjernar. I området rundt sentralområdet held fusjoneringa frå hydrogen til helium fram. Desse to prosessane fører til at resten av stjerna utvidar seg, og stjerna svulmar opp til ei raud kjempe. Storleiken til ei stor raud kjempe samanlikna med sola (øvst) og ei mindre raud kjempe (til høgre, nedst). Gjennomsnittsradiusen til ei raud kjempe er 100 gonger solradiusen, men som me ser her kan ho bli mykje større enn det òg. Etter at stjerna har vorte ei raud kjempe, kan ho opphøyra å eksistera som stjerne på tre ulike måtar. Dersom massen til stjerna i utgangspunktet var mindre enn 5-6 gonger massen til sola, er det truleg at ho vil enda opp som ein kvit dverg. Ein kvit dverg vert til ved at trykkreftene frå det indre av stjerna gjer at dei ytre laga vert blåsne ut i rommet. Under denne prosessen 6/11

7 minkar massen til stjerna til under 1,4 gonger massen til sola. Storleiken vert også drastisk redusert, til det punktet då dei indre trykkreftene er komne i jamvekt med gravitasjonskreftene. Då er massetettleiken svært stor, og ein bit på ein kubikkcentimeter kan vega opp til eit tonn. I ein kvit dverg er det ikkje lenger nokon kjernereaksjonar som produserer varme, og etter kvart som varmeenergien vert utstrålt vert han til ein svart dverg. Denne prosessen tek fleire milliardar år, då utstrålinga som overflata er lita. Ein kvit dverg i midten, sola på høgre side, og den opphavege storleiken til dvergen på venstre side. Stjerner som har større enn 5-6 solmasser er svært dramatiske av seg når dei først skal døy. Først vil det meste av heliumet i sentralområdet fusjonera til karbon, og så vil det trekkja seg saman og temperaturen vil auka. Utanpå skjer det motsette; overflatetemperaturen vert lågare, og stjerna veks. Dermed vert ho ei raud superkjempe, som som namnet seier er endå større enn ei raud kjempe. Etterkvart som temperaturen inne i stjerna stig, vil karbonen fusjonera vidare. Ved fem milliardar kelvin kan fusjonsprosessane laga jern, men lengre enn det kjem det ikkje; jern er grunnstoffet som har minst masse per nukleon, og vidare fusjonar ville difor krevd energi i staden for å frigjera energi. Slik får gravitasjonen overtaket, og kjernen til stjerna imploderer i løpet av få sekund. Implosjonen frigjer enorme mengder gravitasjonsenergi, og det finn stad kjernereaksjonar som lagar grunnstoff som er tyngre enn jern (t.d. gull eller uran). Det vert sendt svært sterke sjokkbølger frå kjernen og utover, og mesteparten av stjerna vert blåst ut i verdsrommet. Dermed har stjerna vorte om til ein supernova, og utstråler større effekt enn ein heil galakse. 7/11

8 Merkeleg nok er den enorme eksplosjonen kalla supernova viktig for utvikling av liv. Alle grunnstoffa mellom helium og jern vert laga i kjempestjerner, men ein supernova må til for å danne grunnstoff som er tyngre enn jern. I tillegg vert desse grunnstoffa også skotne ut frå supernovaen, og spreidde rundt i verdsrommet. Der ute blandar grunnstoffa seg med gass og støv, og kan seinare vere delaktige i danninga av nye stjerner som dermed inneheld tyngre grunnstoff heilt frå starten av. Sola er truleg ei slik stjerne. Alt gull (og andre tunge grunnstoff) på jorda (og andre planetar) er danna i supernovaeksplosjonar. Ei nøytronstjerne er eit potensielt resultat av det som er att av stjerna etter eksplosjonen, dersom det er tyngre enn 1,4 gongar massen til sola. Nøytronstjerna har ein radius på kun 10-20km, men ein enorm massetettleik. Eit stykke av nøytronstjerna som er på storleik med eit knappenålshovud kan ha ei masse på tonn. Namnet kjem av at elektrona i atoma i stjerna vert pressa inn mot atomkjernen, og går saman med protona og dannar nøytron. Dermed er nøytronstjerna ein stor klump av nøytron. Nøytronstjerna har ein tendens til å snurre rundt svært hurtig, ofte med rotasjonstid på mindre enn eitt sekund. Desse vert kalla pulsarar, og har ekstremt sterke magnetfelt, opp til 10 8 tesla. Dei sender også ut laserliknande stråling frå dei magnetiske polane, og dannar dermed to søyler. Sidan rotasjonsakslen og polane ikkje er på same stad, vil strålene sveipe over himmelen med same interval som rotasjonsfarta. Svarte hol er eit anna resultat me kan få frå ein supernovaeksplosjon. Dersom dei gjenverande delane av stjerna etter eksplosjonen er store nok, kan ikkje trykkreftene stå imot gravitasjonskreftene, og stjerna kollapsar til eit svart hol. I eit svart hol er radiusen mindre enn den kritiske radiusen for stjerna. Ved den kritiske radiusen (r 0 ) for ein himmellekam er unnsleppingsfarta lik lysfarta. Me veit at: V = 2 m r V =c c= 2 m r r= 2 m c r 0 =2 m c 2 Dersom me til dømes har ei stjerne som nettopp har eksplodert som ein supernova, og sit igjen med masse på 3,2 gonger sola sin masse (6,4 * ), får me følgjande kritiske radius: r 0 =2 m c = 2 6, , =9486,22m 2 3, Innanfor denne kritiske radiusen kan ingenting, ikkje ein gong lys, sleppe unna viss det beveger seg innover. Difor er dette området usynleg. Stjerna er ikkje ferdig med å kollapse berre fordi ho får mindre radius enn den kritiske radiusen; ingen krefter er sterke nok til å stoppa dette. Kva som skjer vidare er ukjent; ingen har enno klart å lage modellar for dette. 8/11

9 Alfa Centauri (Rigil Kentaurus) Alfa Centauri er det næraste stjernesystemet til vårt eige Solsystem, kun 41,5 billioner kilometer eller 4,37 lysår vekke. Stjernene i Alfa Centauri blir ofte delt i to, Alfa Centauri A og B, og Proxima Centauri. Alfa Centauri A og B Stjernesystemet inneheld altså tre stjerner, og den største av dei er Alfa Centauri A. Stjerna liknar veldig på vår eiga sol, som me t.d. ser ut i frå fargen(g2 V spektral) som vil seie at når du ser på den har den ein kvit-gul farge. Ho har óg nokså lik masse og er omtrent 1 like gammal som sola, rundt 5 milliarder år. At stjerna har såpass mykje til felles med sola vår har skapt mykje spekulasjon i om det finst liv og planetar rundt stjernene. Figur 1: Alfa Centauri er ofte første stopp eller mål for interstellar reising. Foto: NASA Per dags dato har me ikkje teknologi eller utstyr til å av-/bekrefta dette. Alfa Centauri-stjernene er derfor flittig referert til i science fiction-historier, og er det me kan kalla ekte filmstjerner. Alfa Centauri B er den nest største stjerna og er ei oransje stjerne, noko som tyder på at ho har noko mindre masse og er litt kjøligare. Dei to stjernene A og B kretsar rundt kvarandre med eit omlaup på kring 80 år og med ein avstand på rundt 1,699 milliardar kilometer(til samanlikning er det omtrent avstanden mellom Sola og Saturn.) Figur 2: Samanlikning mellom storleik og farge til vår eiga sol. Foto: David Benbennick 1 Omtrent tyder her +/- nokre millionar år 9/11

10 Proxima Centauri Proxima Centauri er den næraste stjerna i forhold til Jorda av dei tre stjernene. Stjerna vert rekna som eit medlem av Alfa Centauri systemet,men er allikevel 1,94 billionar kilometer vekke frå dei to andre stjernene, Alfa Centauri A og B. Dette gir ei omlaupstid på ca. 1 million år. Til tross for dette er stjerna den næraste stjerna me har til solsystemet vårt, kun 4,22 lysår vekke. Og på grunn av den relative bevegelsen i høve til Sola nærmar ho seg sakte men sikkert oss med ein fart på rundt m/s(!). 10/11

11 Konklusjon Me er alle samde om at me har lært mykje nytt om livet til ei stjerne. Ikkje berre har det vore kjekt, men det har og fengja oss på ein heilt særskild måte. Det har vore vanskeleg å leggja frå oss bøkene etter lange kveldar med stjernenytt. Me har rett og slett kost oss med dette prosjektet, ikkje berre med det spanande stoffet, men og med kvarandre sitt samvær. Lars Tufteland Engelsen Forfattar, korrekturlesar Morten Fylkesnes Forfattar, grafikar Erlend Dahl Forfattar, webmaster, kompilator Åsgeir Kjetland Rabben Forfattar, korrekturlesar 11/11