AST1010 En kosmisk reise. Stjernenes liv fra fødsel til død

AST1010 En kosmisk reise Stjernenes liv fra fødsel til død

AST1010 En kosmisk reise

Formørkelsesvariable dobbeltstjerner Lyskurvene for dobbeltstjerner som formørker hverandre partielt.

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

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

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

Eksempel i oppgavene: α Centauri

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

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.

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

Energi-output veldig forskellig! Solen Superkjempe r = 100 Rsol Teff = Teff,sol = 5770 K L = 100 2 Lsol L = 10 000 Lsol Konsekvenser?

Energi-output veldig forskellig! Konsekvenser? Solen Spektralklasse O6 r = 18 Rsol Teff = 38 000 K = 6.3 Teff,sol L = 520 000 Lsol Rød dvergstjerne r = 0.1 Rsol Teff = 0.5 Teff,sol = 2885 K L = 0.1 2 0.5 4 Lsol = 0.0006 Lsol = 0.06 % Lsol

Energi-output veldig forskellig! Konsekvenser? Spektralklasse O6 r = 18 Rsol Teff = 38 000 K = 6.3 Teff,sol L = 520 000 Lsol Rød dvergstjerne r = 0.1 Rsol Teff = 0.5 Teff,sol = 2885 K L = 0.1 2 0.5 4 Lsol = 0.0006 Lsol = 0.06 % Lsol

Hovedserie 3.5 Spektralklasse O6 r = 18 Rsol Teff = 38 000 K = 6.3 Teff,sol L = 520 000 Lsol M = 40 Msol Rød dvergstjerne r = 0.1 Rsol Teff = 0.5 Teff,sol = 2885 K L = 0.1 2 0.5 4 Lsol L = 0.0006 Lsol L = 0.06 % Lsol M = 0.12 Msol

Masse og levetid på hovedserien Masse Energi (fusjon!) Luminositet Energiforbruk Spektralklasse O6 L = 520 000 Lsol, M = 40 Msol Bruker opp energien mye raskere men har bare 40 ganger massen 40 / 520 000 = 0.00008 13000 ganger kortere levetid! Rød dvergstjerne L = 0.0006 Lsol, M = 0.12 Msol Bruker opp energien mye saktere men har mindre masse 0.12 / 0.0006 = 200 ganger lengre levetid!

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

Fusjonsenergi og fusjonsrate 4 hydrogenkjerner! (protoner) 1 heliumkjerne (alfapartikkel) L S ~ 3.9 x 10 26 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 10-12 Ws Fusjonreaksjoner per sekund N FUS ~ L S / E FUS ~ 10 38 s -1

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 10 11 kg/s (m p : protonmassen) Solens masse MS= 2 x 10 30 kg Solens levetid hvis hele massen brukes til H He fusjon τ = MS / ΔM = 2 x 10 30 kg / 6.7 x 10 11 kg/s = 3 x 10 18 s = 9 x 10 10 år (90 milliarder år) MEN: Solas levetid av orden 10 10 år! Tilsvarer bare 10% av solas masse! H He fusjon bare i solens kjerne!

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

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

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 ): 0.0001 = 10-4, 1 million år! Lang Rød dvergstjerne (0.12 Msol ): 200 ganger så lang tid, 2000 milliarder år Universet: 14 milliarder år!

Typiske hovedseriestjerner Type Masse Temp. Luminositet Levetid Antall O 50 40 000 K 100 000 10 mill. år 0.00001 % B 10 20 000 K 1000 100 mill. år 0.1 % A 2 8500 K 20 1 mrd. år 0.7 % F 1.5 6500 K 4 3 mrd. år 2 % G 1 5700 K 1 10 mrd. år 3.5 % K 0.8 4500 K 0.2 50 mrd. år 8 % M 0.3 3200 K 0.01 200 mrd. år 80 % Hovedseriestjerner med samme masse har alltid samme radius, luminositet og temperatur (bare små sakte endringer ila tiden på hovedserien)

Hvorfor så mange dvergstjerner? Type Masse Temp. Luminositet Levetid Antall O 50 40 000 K 100 000 10 mill. år 0.00001 % B 10 20 000 K 1000 100 mill. år 0.1 % A 2 8500 K 20 1 mrd. år 0.7 % F 1.5 6500 K 4 3 mrd. år 2 % G 1 5700 K 1 10 mrd. år 3.5 % K 0.8 4500 K 0.2 50 mrd. år 8 % M 0.3 3200 K 0.01 200 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)

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 https://www.google.com/url 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=15 70127746061358 Høyere absolutt størrelsesklasse Varmere = høyere abs. størrelsesklasse (gjelder hovedserien)

Røde kjempestjerner Solen etter 10 10 år! Mye helium kjernen Hydrogen fusjon i kjernen produserer ikke like mye energi lengre Konsekvenser for solens indre struktur!

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? https://www.google.com/url? 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=1570127746061358 Solens diameter: fra 0.01 AE til 2 AE

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)

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

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

Klumpene blir til protostjerne (ila ca. 200 000 år) Fortsetter å trekker seg sammen Trykk og temperatur i kjernen øker

Pleiades (M45)!30

Større enn 0.08 solmasser (80 jupitermasser): Fusjon i kjernen Stjerne Mindre masse. (ca. 13-80 jupitermasser): Brun dverg (mislykket stjerne) By MPIA/V. Joergens

Stjernefødsel https://www.youtube.com/watch?v=80emtnnljhs

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

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

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

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!

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

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

Solens liv på hovedserien Til høyre: 9 milliarder år gammel sol Nesten tomt for hydrogen i kjernen Mindre 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

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

Resultat: Mye større strålingstrykk, stjerna vokser kraftig i størrelsse

Overflaten blir kaldere ( rødere )

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).

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: 3 18. DOI:10.1017/S1743921309992298., CC BY-SA 3.0, https:// commons.wikimedia.org/w/index.php?curid=16799327 Rød kjempe-stadiet

Solen har forlatt hovedserien Høyere luminositet Hovedserien 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, https://commons.wikimedia.org/w/index.php?curid=2585107

Heliumkjernen får tilført mer helium-aske fra skallet

Den trekker seg ytterligere sammen og blir varmere

Når 120 millioner K er nådd begynner (endelig) Heliumfusjon

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

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

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)

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

Stjerna blir litt mindre og noe varmere igjen

Horisontalgrenen 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 milliard år

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!

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

Asymptotisk kjempe: < 1 million år

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

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

Ung stjernehop: Alle stjernene født samtidig M44 (Praesepe, NGC 2632) ~10 til noen få 100 000 stjerner

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

Gammel hop med kjemper og asymptotiske kjemper Hovedserien Hovedserien Hovedserien Hovedserien

Gammel hop med kjemper og asymptotiske kjemper

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)

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)

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

Eksempel i oppgavene: α Centauri https://www.youtube.com/watch?v=9sgi6ukxshq