AST1010 En kosmisk reise Forelesning 15: Hvite dverger og supernovaer Dagens eksamensoppgave 3 p for enheter 2 p for størrelser (OBAFGKM teller som en størrelse her) 2 p for hovedserien 1 p for røde kjemper 1 p for sola 1 p for hvite dverger 1
Solens ferd på HR-diagrammet etter hovedserien Rask overgang gap nesten uten stjerner her Større stjerner mer direkte til kjempestadiet 2
Røde dverger blå dverger? (øker temperaturen i stedet for radius) Men hva skjer med solen etter asymptotisk kjempe-stadiet? Asymptotisk kjempe: Enormt strålingstrykk (skallbrenning i to lag) Hydrogen (ikke fusjon) H He Helium (ikke fusjon) C, O (ikke fusjon) He C, O 3
Svært oppblåst stjerne: Svak gravitasjon ved overflaten (massen er jo uendret fra tidligere) Hydrogen (ikke fusjon) H He Helium (ikke fusjon) C, O (ikke fusjon) He C, O Planetarisk tåke (< 8 solmasser) Stort strålingstrykk og lite gravitasjon De ytre lagene av stjerna slynges ut Dette foregår i flere omganger: Stjerna pulserer Til slutt er nesten all stjernas masse slynget ut i rommet AST1010 - Stjernenes sluttstadier 12 4
Varmere og varmere lag kommer til syne Hva blir igjen? Når resten av stjerna slynges ut, blir trykket lavere i stjernas indre Fusjon i skallene opphører (stjerna slukkes ) Vi står igjen med en naken, varm kjerne som sakte avkjøles En HVIT DVERG Luminositeten går ned når fusjonen stanser 5
Hvit dverg: Ikke stjerne (ingen fusjon), men varm stjernerest Solen som hvit dverg: På størrelse med Jorden Hvite dverger er kompakte Eksempel: Hvit dverg med radius lik 10 4 km og samme masse som solen. Gjennomsnittstetthet = 5 x 10 8 kg/m 3 En Iphone laget av hvit dverg-stoff ville ha veid 25 tonn! 6
Nært eksempel: Sirius B De fleste hvite dverger: Sakte nedkjøling til sort dverg Dverger vi har støtt på så langt Brun dverg: For liten til å være en stjerne (ikke fusjon) Rød dverg: De minst massive hovedseriestjernene (type M) Blå dverg: Rød dverg etter hovedserien (teoretisk aldri observert) Hvit dverg: Rest av hovedseriestjerne < 8 solmasser (ikke fusjon) Sort dverg: Hvit dverg som er avkjølt (ikke fusjon) 7
De fleste hvite dverger: Sakte nedkjøling til sort dverg Men ikke alle! https://youtu.be/5yzkaor3wle Dobbeltstjerne: Hvit dverg + rød kjempe Rød kjempe: Ytterste lag løst bundet til stjernen Hvit dverg: Svært kompakt og relativt massiv (en hvit dverg på 1 solmasse har radius 1.5 ganger jordens) Resultat: Gravitasjonskrefter fra dvergen vil suge til seg gass fra den røde kjempestjernen Nova Hydrogengass fra kjempen går i en spiral (skive) innover mot den hvite dvergen Dermed varmes gassen kraftig opp Til slutt kan hydrogenet fusjonere, og den hvite dvergen øker kraftig i lysstyrke for en kort periode ( Nova betyr ny stjerne.) 8
Nova Hercules 1934 AST1010 - Stjernenes sluttstadier 25 Novamekanismen 26 Repetisjon: Degenerert gass (heliumflash) 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 9
Mer om degenerert gass Hvorfor kollapser ikke den hvite dvergen pga. gravitasjon? Ikke strålingstrykk (ingen fusjon) I en hvit dverg er materien degenerert (svært kompakt, ikke for varmt) Elektroner i degenerert gass setter opp et trykk som balanserer tyngdekraften! Chandrasekhar-grensen (1.4 solmasser) Jo tyngre en hvit dverg er, jo mindre blir den! (mot normalt) Dette skyldes degenerert gass Tyngdekraften blir mer ekstrem jo mer materien pakkes sammen Ved 1.4 solmasser klarer ikke lenger degenerasjonstrykket fra elektronene å holde den hvite dvergen stabil: Den kollapser Supernova type 1a Hvit dverg rett under Chandrasekhargrensen (nesten 1.4 solmasser) Suger til seg hydrogen fra rød kjempestjerne i nærheten Kommer dermed over Chandrasekhar-grensen Den hvite dvergen kollapser! 10
Supernova type 1a Den hvite dvergen kollapser! I løpet av kollapsen blir det tett og varmt nok til at C/O-kjernen begynner å fusjonere Kollapsen skjer så raskt at hele dvergen fusjonerer på en gang (som i heliumflash, pga. degenerert materie) En fusjonsbombe på 1.4 solmasser! Supernova type 1a Kan også oppstå om to hvite dverger kolliderer (og til sammen veier mer enn 1.4 solmasser) Dette er faktisk det mest sannsynlige scenariet Det kan hende at nova-mekanismen i snitt fjerner masse fra den hvite dvergen. I så fall er dette eneste måte å få en supernova type 1a på! Supernova type 1a Vær generelt obs på at nova og supernova type 1a ikke er det samme! Alle hvite dverger kan bli en nova for en stund om det er en rød kjempestjerne i nærheten Massen til den hvite dvergen må være svært nær Chandrasekhargrensen for at novamekanismen skal utløse en supernova! 11
https://youtu.be/s7gnpv6q2xk Svar: Supernovaen er EN MILLIARD ganger lysere på 1 AU avstand! Fra boken What if? av Randall Munroe Burde vi være bekymret for Sirius A og B? SN 1006A: 7 200 lysår unna Sirius: 8.6 lysår unna Men: Sirius A er ikke en rød kjempe (før om 700 millioner år) Ingen grunn til panikk foreløpig By NASA, ESA, H. Bond (STScI), and M. Barstow (University of Leicester) - http://www.spacetelescope.org/images/html/heic0516a.html, CC BY 3.0, https://commons.wikimedia.org/w/index.php?curid=477445 12
Men hva med stjerner større enn 8 solmasser? Disse stjernene er massive nok til å holde på de ytre lagene Ingen planetarisk tåke ingen hvit dverg Fortsetter fusjon til tyngre og tyngre grunnstoffer opp til jern (Tyngre enn jern: Mister energi ved fusjon. Prosessene stanser her.) En massiv stjerne like før sin død Kjerne av jern og skallbrenning i mange lag Jernkjernen Legger stadig på seg pga. fusjon i skall rundt Men ikke strålingstrykk innenfra (ingen fusjon i jernkjernen) Resultat: Jernkjernen kollapser til slutt! 13
Jernkjernens kollaps Energien som frigjøres i kollapsen splitter kjernen i elektroner, protoner og nøytroner (tidligere fusjon reverseres) Degenererte elektroner klarer ikke å stanse denne kollapsen Elektroner fanges inn: p + + e n + ν e (nøytroner og nøytrinoer) Degenererte nøytroner klarer å stoppe kollapen brått! Kollapsen bråstopper: Sjokkbølge Kjernen (som nå består av nøytroner) stanser kollapsen brått Resten av stjerna faller ned på kjernen Sjokkbølgen fra denne kollisjonen brer seg utover i stjerna Nøytrinoene som ble dannet i kjernen (se forrige lysark) kolliderer med den tette materien og gir sjokkbølgen et ekstra dytt https://youtu.be/4spq9_-h0bs 14
Nøytrinoer (må ikke forveksles med nøytroner) Vanligvis går de nesten alltid rett gjennom annen materie (f. eks. jordkloden og mennesker) Hvis det er enormt mange av dem, og materien har ekstremt høy tetthet, vil vi likevel få mange kollisjoner I en kjernekollaps-supernova skjer dette: Du kan få en dødelig dose nøytrinostråling (høres absurd ut til vanlig) på en avstand av 2.3 AU! Om du altså av en eller annen grunn overlever selve eksplosjonen, vil altså selv nøytrinoene kunne drepe deg. Fra boken What if? av Randall Munroe??? By ESA/Hubble, CC BY 3.0, https://commons.wikimedia.org/w/index.php?curid=35306789 15
Tre typer supernova Navn Kommer fra Lysstyrke Etterlater seg Karbon-detonasjon Type 1a Kjernekollaps (Type 1b, 1c, 2) Par-ustabil Hvit dverg (1.4 M sol ) Stort sett alltid lik Ingenting Stjerne > 8 M sol Stjerne > 60-80 M sol (men ikke alle) Varierer med stjernas masse Ca. 100 x mer enn karbondetonasjon Nøytronstjerne eller sort hull Ingenting Disse er tema i neste forelesning Navn Kommer fra Lysstyrke Etterlater seg Karbon-detonasjon Type 1a Kjernekollaps (Type 1b, 1c, 2) Par-ustabil Hvit dverg (1.4 M sol ) Stort sett alltid lik Ingenting Stjerne > 8 M sol Stjerne > 60-80 M sol (men ikke alle) Varierer med stjernas masse Ca. 100 x mer enn karbondetonasjon Nøytronstjerne eller sort hull Ingenting Astronomiske avstander Hvordan vet vi at nærmeste stjerne er 4 lysår unna? Parallakse (kun nære stjerner) Hvordan vet vi at galaksen vår er 100 000 lysår i diameter? Absolutt og tilsynelatende magnitude til hovedseriestjerner gir avstanden til dem Hvordan vet vi at nabogalaksen (Andromeda) er 2.5 millioner lysår unna? Standardlyskilder Hvordan vet vi at de fjerneste objektene vi observerer er over 10 milliarder lysår unna? (OBS: Ingen av de 4 svarene er like.) 16
Eksempel på standardlyskilde: Supernova type 1a Navn Kommer fra Lysstyrke Etterlater seg Karbon-detonasjon Type 1a Hvit dverg (1.4 M sol) Stort sett alltid lik Ingenting Kjernekollaps (Type 1b, 1c, 2) Par-ustabil Stjerne > 8 M sol Stjerne > 60-80 M sol (men ikke alle) Varierer med stjernas masse Ca. 100 x mer enn karbondetonasjon Nøytronstjerne eller sort hull Ingenting Sammenligne tilsynelatende og absolutt magnitude for å finne avstand (repetisjon) Objekt m M m - M Solen -26.7 +4.83-31.53 Fullmånen -12.6 +32.46-45.06 Sirius (mest lyssterke stjerne) -1.47 1.42-2.89 Proxima Centauri (nærmeste stjerne) +11.1 +15.60-4.50 Mindre m M betyr kortere avstand! (Større = lenger avstand) Standardlyskilde Absolutt magnitude (M) er kjent (varierer lite) Tilsynelatende magnitude (m) kan måles Dermed lett å måle avstand til lyskilden (m-m kan regnes om til avstand) Vi kan se en supernova type 1a i en annen galakse og regne ut avstanden til galaksen 17
Standardlyskilder Supernova type 1a (synlig selv i andre galakser) Cepheider (en type variabel stjerne absolutt magnitude henger sammen med hvor raskt variasjonene i lysstyrke går) (+ flere andre) 18