Stjernens livssyklus mandag 2. februar

Transkript

1 Stjernens livssyklus 1

2 Stjernefødsel Materie er ujevnt fordelt, noen steder tykkere tåker. Gravitasjon tiltrekker, gasstrykk frastøter. Masse som faller frigjør potensiell energi, trykk og temperatur øker. Nok temperatur gir synlig stråling. Protostjerne! Ved 5 millioner Kelvin starter fusjon av hydrogen. Energi frigis, strålingstrykket stanser sammentrekningen. Resten av tåka blåses vekk, stjernen er født! 2

3 ... med en skive av gass rundt seg. l sentrum av området øker tettheten, og i hver enkelt sky for seg. Etter hvert danner det seg et særlig tett område i midten sammentrekningen fortere enn i områdene rundt. Det dannes mindre, tette skyer der kollapsen fortsetter En stor gassky kollapser under sin egen tyngde. Noen steder der tettheten er større enn ellers, går temperaturen blir etter hvert så høy at denne delen tar form som et himmellegeme. En protostjerne er dannet. Sammentrekningen av protostjernen fortsetter til temperaturen er blitt så høy at fusjonsprosesser kan komme i gang. En stjerne er tent! Cappelen, RST,

4 HR-diagrammet Deneb O-B: tydelige Ustrålt effekt/l sol , Centauri Rigel Spica Hovedserien Sirius B Bellatrix Hvite dverger Procyon B Canopus Arkturus Vega Sirius Altair Superkjemper Kefeider Sola Ceti Polaris Procyon Kjemper Pollux Centauri A Antares Aldebaran Centauri B Barnards stjerne Cygni B Proxima Centauri Betelgeuse Ross 128 Wolf 359 0,01 0, Levetid på hovedserien/10 9 år spektrallinjer fra Helium A-F: Hydrogen G-K: Metaller M: Molekyler 10 4 Spektralklasse O0 B0 A0 F0G0K0 M Cappelen, RST, Temperatur/K 4

5 Solmasser Når vi snakker om massen til stjerner sammenlikner vi dem med sola vår. Vi skiller mellom opprinnelig masse og restmasse. Stjerner med m < 0,08 solmasser får ikke høy nok temperatur til at fusjon starter. Vi får en brun dverg. Hva kommer lyset fra i en brun dverg? 5

6 Livet på hovedserien Produserer energi ved at hydrogen fusjonerer til helium. Enten proton-proton-kjeden, eller karbonsyklusen. Masse over 1,5 solmasser domineres av karbonsyklusen. Strålings- og gasstrykk balanserer gravitasjonskreftene og stjernen er i likevekt. Stjernens masse avgjør hvor lenge den vil være på hovedserien. Stor masse, høy temperatur gir kort liv. Øverst til venstre i HR-diagrammet. Trykkrefter Tyngdekrefter Massen avgjør også hva stjernen blir etterpå. 6

7 Proton-proton-kjeden Proton Proton Proton Deuterium H-2 Helium He-3 Helium He-3 Deuterium H-2 Positron Helium He-3 Helium He-4 To protoner Nøytrino Cappelen, RST,

8 Stjernens død En stjerne som dør kaster masse ut i rommet. Det som blir igjen kalles restmasse. Restmasse Stjernens sluttfase MR < 1,4 Msol Hvit dvergstjerne 1,4 Msol < MR < 2-2,5 Msol Nøytronstjerne MR > 2-2,5 Msol Svart hull 8

9 Hvite dverger 1 Hovedsakelig oksygen og karbon. Dannes når opprinnelig masse er mindre enn 6 solmasser. Når 10% av hydrogen er brukt, starter sammentrekning. Temperatur øker, og etterhvert begynner helium å fusjonere til karbon (100 millioner K). Nå svulmer stjernen opp til en rød kjempe! Lite helium fører til ny sammentrekning. 9

10 Hvite dverger 2 Temperaturen vil ikke øke nok til karbonfusjon. Det vil bli to lag med fusjonsprosesser: Innerste skall, heliumfusjon. Ytterste skall, hydrogenfusjon. Gravitasjonskreftene ikke store nok til å motvirke trykket. De ytterste lagene blir kastet av, og vi sitter igjen med en hvit dverg. Dersom opprinnelig masse er mindre enn 0,26 solmasser hopper stjernen over hele rød kjempe-prosessen. 10

11 Fra stjerne Stjerneutvikling til hvit II dverg A Hovedseriestjerne, f.eks. sola B Stjernen blir en rød kjempe. Kjerne med hydrogenfusjon til helium (hydrogenbrenning) C Heliumblaffet Skall med H-brenning Tett heliumområde D Langvarig rolig fase Eksplosiv heliumfusjon til karbon Kjerne med He-brenning Skall med H-brenning E Sakte blir den røde kjempen enda mye større. Tett karbonkjerne Skall med He-brenning Skall med H-brenning F Den røde kjempen kaster de ytre lagene av seg. Det dannes planetarisk tåke. G Hvit dverg Cappelen, RST,

12 Flere lag ulike reaksjoner Fe Si, S Fe O Si, S C Ne, Mg He C, O H He Kjernetemperatur ca 5*10 9 Kelvin kan fusjonsprosessen lage jern. Hvorfor blir ikke tyngre grunnstoffer dannet? 12

13 Nøytronstjerner Dersom restmassen er stor nok, kan temperaturen bli 5 milliarder Kelvin, og dannelsen av jern begynner. Hvorfor stopper det med jern? Fusjon etter dette stopper opp, gravitasjon får overtaket, stjernen imploderer. Enorme mengder energi blir frigjort, supernova! Nøytronstjerne når elektronene blir presset inn i atomkjernene. = 13

14 Svarte hull Dersom det ikke er likevekt mellom gravitasjon og trykkrefter fra nøytroner fortsetter sammentrekningen. Elektronene presses inn i protonene. Opprinnelig masse større enn 40 solmasser. 14

15 HR_static_real.html 15