AST1010 Forlesning 14. Hertzsprung-Russell-diagram. Hovedserien: Fusjonerer H He 2/24/2017. Hvorfor denne sammenhengen for hovedseriestjerner?

Transkript

1 AST1010 Forlesning 14 Stjernenes liv fra fødsel til død Hertzsprung-Russell-diagram Hovedserien: Fusjonerer H He Hvorfor denne sammenhengen for hovedseriestjerner? 1

2 Sammenheng mellom temperatur og absolutt magnitude - men hvorfor? Samme fysiske prosess i kjernen: H He Men massen til stjernene varierer Større masse mer fusjon større luminositet større absolutt magnitude Hovedseriestjerner: Ikke nok strålingstrykk til å blåse opp stjerna overflaten blir varmere Varmere = større abs. magnitude (Hovedserien) Presisering: Luminositet (L) = effekt Begge måler total energi per tid Begge kan måles i watt (Men effekt brukes også om fenomener som ikke har med stråling å gjøre.) Luminositet og temperatur Mer eksakt: L = 4πR 2 σt 4 (fra Stefan-Boltzmanns lov, se tavle) Størrelsen (radien) til stjerna har også noe å si Røde kjempestjerner (ikke hovedserien) har mye større radius ved samme temperatur enn en hovedseriestjerne: Derfor høyere luminositet Derfor høyere opp i HR-diagrammet 2

3 Røde kjempestjerner Hovedseriestjerner med samme masse har alltid samme radius, luminositet og temperatur (nesten, varierer litt gjennom stjernas livsløp) En rød kjempestjerne fusjonerer mye mer hydrogen enn en hovedseriestjerne med samme masse (skallbrenning). Røde kjempestjerner Det høye strålingstrykket gjør at radien blir stor Stråling spres utover stort areal: lav overflatetemperatur Hvorfor ikke bruke Stefan-Boltzmann? Det høye strålingstrykket gjør at radien blir stor Stråling spres utover stort areal: lav overflatetemperatur 3

4 E er fluks, ikke effekt Stefan-Bolztmann har ikke med størrelsen til stjerna Hovedseriestjerne eller ikke? Hvordan vet vi hva slags stjerne det er snakk om? Er det en rød kjempe langt borte? Eller en rød dverg som er nær oss? IzeJq3CbiZM 4

5 For hovedseriestjerner gjelder L = k M 3.5 t HS = M sol M år Massive stjerner stråler mye mer og dør mye raskere 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 % 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 5

6 Universets alder: ca. 14 mrd. år 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 % OBS: Dette er total levetid på hovedserien (disse stjernene er ikke eldre enn universet) OBS: Aldri masse i HR-diagrammet! Hvorfor? Ikke bare hovedseriestjerner. Hvordan vet vi stjernens masse? Keplers 3. lov: Dobbeltstjerner Hvis vi vet det er en hovedseriestjerne: Overflatetemperatur (farge) luminositet Luminositet masse 6

7 Stjernefødsel Kjempestor molekylsky Tyngdekraft vinner over gasstrykk Kan settes i gang av nær supernova. Protostjerne (ca år) Trykk og temperatur i kjernen øker Større enn 0.08 solmasser (80 jupitermasser): Fusjon og stjerne Mindre: Brun dverg (mislykket stjerne): ca jupitermasser By MPIA/V. Joergens - First published in "Joergens, Viki, 50 Years of Brown Dwarfs - From Prediction to Discovery to Forefront of Research, Astrophysics and Space Science Library 401, Springer, ISBN ", CC BY 3.0, v=80emtnnljhs 7

8 Store stjerner: Konveksjon innerst i stjernen Små stjerner: Konveksjon gjennom hele stjernen Bilde av B. Boroson Forlenger levetiden: Helium samles ikke i kjernen som i mer massive stjerner Bilde av B. Boroson 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 8

9 Solens liv på hovedserien I dag: Overskudd av helium samles i kjernen Fremdeles masse hydrogen igjen i kjernen Solens liv på hovedserien Men helium veier mer pr. atomkjerne Gravitasjon trekker kjernen tettere sammen Kjernen blir tettere og varmere 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 9

10 Solens liv på hovedserien Til høyre: 9 milliarder år gammel sol Nesten tomt for hydrogen i kjernen Minde kjerne: Større luminositet og solradius Små variasjoner på hovedserien Etter 10 mrd. år (mer enn 5 mrd. år fra nå): Tomt for hydrogen i kjernen 10

11 Kjernen kollapser: Økt varme og trykk Men fortsatt ikke fusjon He C Derimot starter fusjon i hydrogenskallet rundt kjernen Skallbrenning Mye større område med fusjon enn i den gamle kjernen 11

12 Resultat: Mye større strålingstrykk, stjerna vokser kraftig i størrelsse Overflaten blir kaldere Men total luminositet har økt Rød kjempe (subkjempe) 12

13 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, Rød kjempe-stadiet Solen har forlatt hovedserien Høyere luminositet Lavere overflatetemperatur 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, 13

14 Heliumkjernen får tilført mer helium-aske fra skallet Den trekker seg ytterligere sammen og blir varmere 14

15 Når 120 millioner K er nådd begynner (endelig) Helium-fusjon 4 He + 4 He + 4 He 12 C 12 C + 4 He 16 O 12 C + 4 He 16 O Små stjerner (< 2 solmasser): Heliumglimt Årsak: Gassen er degenerert 15

16 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 Fusjonen løper løpsk inntil varmen får heliumkjernen til å utvide seg igjen Da stopper skallbrenningen opp (Kjernen ikke degenerert lenger) 16

17 Skall av ikke-fusjonerende helium rundt den aktive heliumkjernen Luminositeten og strålingstrykket minker igjen Stjerna blir litt mindre og noe varmere igjen Horisontalgrenen 17

18 Overflatetemperaturen går sakte opp og ned i takt med at radien endres Overflaten trekker seg sammen og utvider seg (ustabil) i denne fasen Hovedserien: 10 milliarder år Rød kjempe: 1 milliarder år 18

19 Horisontalgren: 100 millioner år Etter 100 mill. år er det tomt for Helium i kjernen også Nå får vi skallbrenning av både hydrogen og helium! 19

20 Forutsigbar effekt på overflaten: Den vokser og blir kaldere Asymptotisk kjempe Hydrogen (ikke fisjon) H He Helium (ikke fusjon) C, O (ikke fusjon) He C, O Asymptotisk kjempe: < 1 million år 20

21 Ung stjernehop: Alle stjernene født samtidig Litt eldre: De største stjernene er tomme for drivstoff Enda eldre: Middels store stjerner når kjempestadiet 21

22 Gammel hop med kjemper og asymptotiske kjemper 22