AST1010 En kosmisk reise. Stjernenes liv fra fødsel til død

Transkript

1 AST1010 En kosmisk reise Stjernenes liv fra fødsel til død

2 AST1010 En kosmisk reise

3 AST1010 En kosmisk reise

4 Formørkelsesvariable dobbeltstjerner Lyskurvene for dobbeltstjerner som formørker hverandre partielt.

5 Totale formørkelser Stjernenes diametre kan finnes fra lyskurvene som kan måles nøyaktig

6 De 5 typer av dobbeltstjerner 1. Optiske dobbeltstjerner: de står bare tilsynelatende nær hverandre 2. Visuelle dobbeltstjerner: et fysisk system, der vi kan se begge stjernene 3. Spektroskopiske dobbeltstjerner kan ikke skilles fra hverandre, men viser spektrale karakteristika fra to ulike stjerner 4. Formørkelsesvariable dobbeltstjerner hvor stjernene skygger for hverandre 5. Astrometriske dobbeltstjerner: bare en komponent synlig og den går i en bølge -bane

7 Stjernesystemer Det kan være mer enn to stjerner! Mest enkle og dobbeltstjerne. Antall går sterk ned jo flere komponenter. Statistik fortsatt usikker.

8 Eksempel i oppgavene: α Centauri

9 Innhold Solens liv fra fødsel til død Utvikling av andre stjerner med forskjellig masse Stjernes indre struktur

10 Stjerners farger - Spektrum og temperatur 1. Stefan-Boltzmanns lov eff (pensum) 2. Wiens forskyvningslov (pensum) eff F : strålingsfluksen (utstrålt effekt pr. arealenhet, målt W/m 2 ) λmax : bølgelengden med maksimal intensitet Teff: temperatur på stjerneoverflaten σ, b: konstanter.

11 Luminositet - radius - temperatur Luminositet L = strålefluks F over hele stjerneoverflaten A L Luminositet avhenger sterkt av stjernes radius r og ennå sterkere av overflatetemperaturen Teff! Store varme stjerner stråle ut mye mer energi enn solen! r/rsol Teff

12 Energi-output veldig forskellig! Solen Superkjempe r = 100 Rsol Teff = Teff,sol = 5770 K L = Lsol L = Lsol Konsekvenser?

13 Energi-output veldig forskellig! Konsekvenser? Solen Spektralklasse O6 r = 18 Rsol Teff = K = 6.3 Teff,sol L = Lsol Rød dvergstjerne r = 0.1 Rsol Teff = 0.5 Teff,sol = 2885 K L = Lsol = Lsol = 0.06 % Lsol

14 Energi-output veldig forskellig! Konsekvenser? Spektralklasse O6 r = 18 Rsol Teff = K = 6.3 Teff,sol L = Lsol Rød dvergstjerne r = 0.1 Rsol Teff = 0.5 Teff,sol = 2885 K L = Lsol = Lsol = 0.06 % Lsol

15 Hovedserie 3.5 Spektralklasse O6 r = 18 Rsol Teff = K = 6.3 Teff,sol L = Lsol M = 40 Msol Rød dvergstjerne r = 0.1 Rsol Teff = 0.5 Teff,sol = 2885 K L = Lsol L = Lsol L = 0.06 % Lsol M = 0.12 Msol

16 Masse og levetid på hovedserien Masse Energi (fusjon!) Luminositet Energiforbruk Spektralklasse O6 L = Lsol, M = 40 Msol Bruker opp energien mye raskere men har bare 40 ganger massen 40 / = ganger kortere levetid! Rød dvergstjerne L = Lsol, M = 0.12 Msol Bruker opp energien mye saktere men har mindre masse 0.12 / = 200 ganger lengre levetid!

17 Hvor lenge lever sola på hovedserien? Målt strålingsfluks F E = 1368 W m -2 Solas totale stråling (luminositet): L S ~ 3.9 x 1026 W L S = 4 π L AU 2 F E

18 Fusjonsenergi og fusjonsrate 4 hydrogenkjerner! (protoner) 1 heliumkjerne (alfapartikkel) L S ~ 3.9 x W 4 x m p > m α eller Δm = 4 m p m α > 0 manglende masse tilsvarer frisatt energi Δ E = Δ m c 2 Energi pr. fusjon E FUS ~ 4.3 x Ws Fusjonreaksjoner per sekund N FUS ~ L S / E FUS ~ s -1

19 Solas levetid Masse som fusjonerer per sekund (dvs. hydrogen omvandlet til helium og ikke lengre tilgjengelig for denne slags fusjon): ΔM = N FUS x 4 m p ~ 6.7 x kg/s (m p : protonmassen) Solens masse MS= 2 x kg Solens levetid hvis hele massen brukes til H He fusjon τ = MS / ΔM = 2 x kg / 6.7 x kg/s = 3 x s = 9 x år (90 milliarder år) MEN: Solas levetid av orden år! Tilsvarer bare 10% av solas masse! H He fusjon bare i solens kjerne!

20 Solas levetid MEN: Solas levetid av orden år! Tilsvarer bare 10% av solas masse! H He fusjon bare i solens kjerne!

21 Masse og levetid på hovedserien Hovedserie Masse Energi (fusjon!) Luminositet = utstrålt energi per sekund) 3.5 Luminositet øker som M 3.5 Tilgjengelig drivstoff (hydrogen) øker bare som M. Levetiden til en stjerne på hovedserien avtar derfor som M/M 3,5 = 1 / M 2,5

22 Masse og levetid på hovedserien M/M 3,5 = 1 / M 2,5 Hovedserie Levetid Kort En stjerne på 2 solmasser: 1/2 2,5 =0.18 ganger så lang tid som sola (på hovedserien), ~1.8 milliarder år. Spektralklasse O6 (40 Msol ): = 10-4, 1 million år! Lang Rød dvergstjerne (0.12 Msol ): 200 ganger så lang tid, 2000 milliarder år Universet: 14 milliarder år!

23 Typiske hovedseriestjerner Type Masse Temp. Luminositet Levetid Antall O K mill. år % B K mill. år 0.1 % A K 20 1 mrd. år 0.7 % F K 4 3 mrd. år 2 % G K 1 10 mrd. år 3.5 % K K mrd. år 8 % M K mrd. år 80 % Hovedseriestjerner med samme masse har alltid samme radius, luminositet og temperatur (bare små sakte endringer ila tiden på hovedserien)

24 Hvorfor så mange dvergstjerner? Type Masse Temp. Luminositet Levetid Antall O K mill. år % B K mill. år 0.1 % A K 20 1 mrd. år 0.7 % F K 4 3 mrd. år 2 % G K 1 10 mrd. år 3.5 % K K mrd. år 8 % M K mrd. år 80 % Svar: Ingen av dem har rukket å forlate hovedserien enda. OBS: Dette er total levetid på hovedserien (disse stjernene er ikke eldre enn universet)

25 Sammenheng mellom temperatur og absolutt størrelsesklasse - men hvorfor? Samme fysiske prosess i kjernen: H! He Men massen til stjernene varierer: Større masse Mer fusjon (per sekund) Større luminositet sa=i&source=imgres&cd=&ved =2ahUKEwiiyonmm_7kAhVLxK YKHeRpCGQQjRx6BAgBEAQ&u l=http%3a%2f%2fwww.passmy exams.co.uk%2fgcse%2fphys cs%2fstructure-of-thesun.html&psig=aovvaw14tpkx D2MHWL14MsW9thSW&ust= Høyere absolutt størrelsesklasse Varmere = høyere abs. størrelsesklasse (gjelder hovedserien)

26 Røde kjempestjerner Solen etter år! Mye helium kjernen Hydrogen fusjon i kjernen produserer ikke like mye energi lengre Konsekvenser for solens indre struktur!

27 Røde kjempestjerner Høy strålingstrykk i stjernens indre gjør at radien blir stor Overflaten blir stor. Stråling spres utover stort areal: lav overflatetemperatur Røde kjempestjerne! Hovedseriestjerner: Ikke nok strålingstrykk til å blåse opp stjernen Vent litt strålingstrykk? Og hvorfor skjer det? sa=i&source=imgres&cd=&ved=2ahukewiiyon mm_7kahvlxkykherpcgqqjrx6bagbeaq&ur =http%3a%2f%2fwww.passmyexams.co.uk%2f GCSE%2Fphysics%2Fstructure-of-thesun.html&psig=AOvVaw14tpKxD2MHWL14MsW 9thSW&ust= Solens diameter: fra 0.01 AE til 2 AE

28 Stjernes indre struktur Gravitasjon får en stjerne å trekke seg sammen Gasstrykk motvirker Stjernen kan være stabil hvis gasstrykk og gravitasjonkrefter er i (hydrostatisk) likevekt gasstrykk gravitasjon Ikke bare gasstrykk men andre krefter som kan motvirker og stabilisere Strålingstrykk pga elektromagnetiske bølger (fotoner) (ved stor energiproduksjon)

29 Stjernefødsel Kjempestor molekylsky Tyngdekraft vinner over gasstrykk Skyen trekker seg sammen og blir tettere Kan settes i gang av nær supernova.

30 Skyen kan deler seg opp i mange klumper Stjerner blir vanligvis født i grupper (inkl. systemer med flere stjerner) Klumper kan ha forskjellige masser

31 Klumpene blir til protostjerne (ila ca år) Fortsetter å trekker seg sammen Trykk og temperatur i kjernen øker

32 Pleiades (M45)!30

33 Større enn 0.08 solmasser (80 jupitermasser): Fusjon i kjernen Stjerne Mindre masse. (ca jupitermasser): Brun dverg (mislykket stjerne) By MPIA/V. Joergens

34 Stjernefødsel

35 Protostjerne Protostjernen fortsetter å trekke seg sammen Trykk og temperaturen i kjernen øker til en termodynamisk likevekt ble funnet Hovedserien

36 Fusjon Jern = mest stabil Fusjon av tyngre atomkjerner bare hvis atomkjernene beveger seg raskere Trykk og temperaturen i kjernen må være høyre Bindingsenergi i atomkjerner He! C, O (~ 50% / 50%) Antall partikler i atomkjernen

37 Fusjon Jern = mest stabil Fusjon av tyngre atomkjerner bare hvis atomkjernene beveger seg raskere Trykk og temperaturen i kjernen må være høyre Bindingsenergi i atomkjerner CNO Antall partikler i atomkjernen

38 Fusjon Jern = mest stabil Fusjon av tyngre atomkjerner bare hvis atomkjernene beveger seg raskere Trykk og temperaturen i kjernen må være høyre Bindingsenergi i atomkjerner Antall partikler i atomkjernen Hydrogen fusjon Helium fusjon Carbon fusjon Neon fusjon Oksygen fusjon Silisium fusjon Jern = stabil Ikke noe energigevinst lengre Fusjon stopper ved jern!

39 Solens liv på hovedserien Her er en nyfødt sol (4.5 mrd. år siden) Har nok hydrogen i kjernen til 10 milliarder år på hovedserien

40 Solens liv på hovedserien I dag: Overskudd av helium samles i kjernen Fremdeles masse hydrogen igjen i kjernen

41 Solens liv på hovedserien Men helium veier mer pr. atomkjerne Gravitasjon trekker kjernen tettere sammen Kjernen blir tettere og varmere

42 Solens liv på hovedserien Fortsatt ikke varmt nok til at He fusjonerer Men økt varme gir raskere hydrogenfusjon Strålingstrykket får stjernen til å ese litt ut

43 Solens liv på hovedserien Til høyre: 9 milliarder år gammel sol Nesten tomt for hydrogen i kjernen Mindre kjerne: Større luminositet og solradius

44 Små variasjoner på hovedserien

45 Etter 10 mrd. år (mer enn 5 mrd. år fra nå): Tomt for hydrogen i kjernen

46 Kjernen kollapser: Økt varme og trykk Men fortsatt ikke fusjon He! C

47 Derimot starter fusjon i hydrogenskallet rundt kjernen Skallbrenning

48 Mye større område med fusjon enn i den gamle kjernen

49 Resultat: Mye større strålingstrykk, stjerna vokser kraftig i størrelsse

50 Overflaten blir kaldere ( rødere )

51 Rød kjempe (subkjempe) Men total luminositet har økt pga mye større overflate En rød kjempestjerne fusjonerer mye mer hydrogen enn en hovedseriestjerne med samme masse (skallbrenning).

52 By RJHall - Own work, based on figure 1, Ribas, Ignasi (February 2010). "Solar and Stellar Variability: Impact on Earth and Planets, Proceedings of the International Astronomical Union, IAU Symposium". Error: journal= not stated 264: DOI: /S , CC BY-SA 3.0, commons.wikimedia.org/w/index.php?curid= Rød kjempe-stadiet

53 Solen har forlatt hovedserien Høyere luminositet Hovedserien Lavere overflatetemperatur

54 By Oona Räisänen (User:Mysid), User:Mrsanitazier. - Vectorized in Inkscape by Mysid on a JPEG by Mrsanitazier (en:image:sun Red Giant2.jpg)., CC BY-SA 3.0,

55 Heliumkjernen får tilført mer helium-aske fra skallet

56 Den trekker seg ytterligere sammen og blir varmere

57 Når 120 millioner K er nådd begynner (endelig) Heliumfusjon

58 4He + 4 He + 4 He! 12C 12C + 4 He! 16O 12C + 4 He! 16O

59 Små stjerner (< 2 solmasser): Heliumglimt Årsak: Gassen er degenerert

60 Degenerert gass Oppstår ved svært høy tetthet (hvis temperaturen er lav nok) Vanlig gass utvider seg når den blir varmere bremser fusjon noe Det gjør ikke degenerert gass ukontrollert fusjon Når løpsk fusjon får temperaturen høy nok, slutter gassen å være degenerert og begynner å oppføre seg normalt igjen

61 Fusjonen løper løpsk inntil varmen får heliumkjernen til å utvide seg igjen

62 Da stopper skallbrenningen opp (Kjernen ikke degenerert lenger)

63 Skall av ikke-fusjonerende helium rundt den aktive heliumkjernen Luminositeten og strålingstrykket minker igjen

64 Stjerna blir litt mindre og noe varmere igjen

65 Horisontalgrenen Overflatetemperaturen går sakte opp og ned i takt med at radien endres Overflaten trekker seg sammen og utvider seg (ustabil) i denne fasen

66 Hovedserien: 10 milliarder år

67 Rød kjempe: 1 milliard år

68 Horisontalgren: 100 millioner år

69 Etter 100 mill. år er det tomt for Helium i kjernen også

70 Nå får vi skallbrenning av både hydrogen og helium!

71 Asymptotisk kjempe Hydrogen (ikke fusjon) H! He (fusjon) Helium (ikke fusjon) C, O (ikke fusjon) He! C, O (fusjon)

72 Asymptotisk kjempe: < 1 million år

73 Evolution: 1 M! sammenlignet med 5 M! 1 M! 5 M! Lik utvikling men forskjeller: Heliumglimt i kjernen Horisontalgren Røde kjemper Større temperaturforskjeller på horisontalgrenen Heliumglimt i skall Instabiliteter - variable stjerner

74 Bilde av B. Boroson Konveksjon Små stjerner Store stjerner: Konveksjon innerst i stjernen (røde dvergstjerner): Konveksjon gjennom hele stjernen Forlenger levetiden: Helium samles ikke i kjernen som i mer massive stjerner

75 Ung stjernehop: Alle stjernene født samtidig M44 (Praesepe, NGC 2632) ~10 til noen få stjerner

76 Enda eldre: Middels store stjerner når kjempestadiet M3 (NGC 5272) turn-off point Stjernealderen Alder av stjernehop! Hovedserien globular cluster 500,000 stars

77 Gammel hop med kjemper og asymptotiske kjemper Hovedserien Hovedserien Hovedserien Hovedserien

78 Gammel hop med kjemper og asymptotiske kjemper

79 Stjernepopulasjoner Tyngre elementer (He, C, N, O) ble dannet Tilbake til interstellar medium (stjernevind, supernova osv) Neste generasjon av stjerne dannes med gass med høyre andel tyngre elementer! Populasjon III: Første generasjon etter big bang, hovedsakelig H og He Populasjon II: Neste generasjon men fortsatt relativt lite metaller Populasjon I: Yngste generasjonen (inkl. Solen), Høyre andel metaller (dvs > He)

80 Aktivitet Fenomener i sammenheng med magnetfelt (som på solen) Røde dvergstjerner er full konvektiv Kan danne sterke magnetfelter Sterke utbrudd (megaflares) mye sterkere enn det på solen Et problem for beboelighet av eksoplaneter rundt røde dvergstjerner Hele stjernen kan bli flere ganger lyssterkere! Eksempel: Superflare på Proxima Centauri i 2016 (nærmeste stjerne) Vanligvis ikke synlig med blott øyet men ble (nesten) synlig pga superflare (størrelseklasse 6.8)

81 Solen Stort strålingstrykk / sterk stjernevind Ytre lagene ble kastet ut Mye masse Dannes en planetarisk tåke

82

83 Eksempel i oppgavene: α Centauri

84 Eksempel i oppgavene: α Centauri