AST1010 Forlesning 14 Stjernenes liv fra fødsel >l død Hertzsprung- Russell- diagram Hovedserien: Fusjonerer H à He 1
Hvorfor denne sammenhengen for hovedseriestjerner? Sammenheng mellom temperatur og absoluj størrelsesklasse - men hvorfor? Samme fysiske prosess i kjernen: H à He Men massen >l stjernene varierer Større masse à mer fusjon à større luminositet à høyere absoluj størrelsesklasse Hovedseriestjerner: Ikke nok strålingstrykk >l å blåse opp stjerna overflaten blir varmere Varmere = høyere abs. størrelsesklasse (hovedserien) 2
Presisering: Luminositet (L) = effekt Begge måler total energi per >d Begge kan måles i waj (Men effekt brukes også om fenomener som ikke har med stråling å gjøre.) Luminositet og temperatur L=4πR 2 σt 4 (Stefan- Boltzmanns lov gir effekt pr. areal, ganger med overflatearealet) Radien >l stjerna har derfor også noe å si. Røde kjempestjerner (ikke på hovedserien) har mye større radius ved samme temperatur enn en hovedseriestjerne. Derfor har de høyere luminositet. Derfor finnes de høyere opp I HR- diagrammet. 3
Røde kjempestjerner Hovedseriestjerner med samme masse har all>d samme radius, luminositet og temperatur (nesten, varierer lij 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 4
Hvorfor ikke bruke Stefan- Boltzmann? Det høye strålingstrykket gjør at radien blir stor Stråling spres utover stort areal: lav overflatetemperatur E er fluks, ikke effekt Stefan- Bolztmann har ikke med størrelsen >l stjerna 5
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? hjps://www.youtube.com/ embed/izejq3cbizm 6
Hvor lenge vil sola leve på hovedserien? Solas luminositet: L S = 3.9 x 10 26 W 13 Fusjonsenergi og fusjonsrate 4 hydrogenkjerner à 1 heliumkjerne (protoner) (alfapar>kkel) 4 x m p > m α eller Δm = 4 m p m α > 0 Δ E = Δ m c 2 Energi pr. fusjon ~ 4.3 x 10-12 Ws N FUS ~ L S / 4.3 x 10-12 ~ 10 38 s - 1 14 7
Solas leve>d Masse som fusjonerer per sekund: ΔM = N FUS x 4 m p =6.7 x 10 11 kg/s der m p er protonmassen. Solas leve>d på hovedserien blir: t SOL = ε M SOL /ΔM = 3 x 10 17 s =10 10 år hvor ε =0.1 er den brøkdel av solas masse (bare kjernen) som fusjonerer 15 Leve>d for stjerner på hovedserien For stjerner på hovedserien gjelder L =L SOL (M/M SOL ) 3.5 Tilgjengelig drivstoff i forhold >l sola: M/M SOL Leve>d = Drivstoff/Forbruk =t SOL (M/M SOL )/(M/M SOL ) 3.5 =10 10 (M SOL /M) 2.5 år 8
Massive stjerner stråler mye mer og forsvinner raskere fra hovedserien Eksempel: Stjerne som har 4 ganger så stor masse som sola: t = 10 10 (1/4) 2.5 år = 3 x 10 8 år Typiske hovedseriestjerner Type Masse Temp. Luminositet Leve2d 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 % 9
Hvorfor så mange dvergstjerner? Type Masse Temp. Luminositet Leve2d 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 Universets alder: ca. 14 mrd. år Type Masse Temp. Luminositet Leve2d 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 % OBS: DeJe er total leve>d på hovedserien (disse stjernene er ikke eldre enn universet) 10
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) à luminositet Luminositet à masse 11
28/09/17 Stjernefødsel Kjempestor molekylsky Tyngdekrat vinner over gasstrykk Kan sejes i gang av nær supernova. Protostjerne (ca. 200 000 år) Trykk og temperatur i kjernen øker Større enn 0.08 solmasser (80 jupitermasser): Fusjon og stjerne Mindre: Brun dverg (mislykket stjerne): ca. 13-80 jupitermasser By MPIA/V. Joergens - First published in "Joergens, Viki, 50 Years of Brown Dwarfs - From Predic>on to Discovery to Forefront of Research, Astrophysics and Space Science Library 401, Springer, ISBN 978-3- 319-01162- 2.", CC BY 3.0, hjps://commons.wikimedia.org/w/index.php? curid=34739807 12
28/09/17 hjps://www.youtube.com/watch? v=80emtnnljhs Store stjerner: Konveksjon innerst i stjernen Små stjerner: Konveksjon gjennom hele stjernen Bilde av B. Boroson 13
28/09/17 Forlenger leve>den: 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 >l 10 milliarder år på hovedserien 14
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 tejere sammen Kjernen blir tejere og varmere 15
Solens liv på hovedserien FortsaJ ikke varmt nok >l at He fusjonerer Men økt varme gir raskere hydrogenfusjon Strålingstrykket får stjernen >l å ese lij ut Solens liv på hovedserien Til høyre: 9 milliarder år gammel sol Nesten tomt for hydrogen i kjernen Minde kjerne: Større luminositet og solradius 16
Små variasjoner på hovedserien EJer 10 mrd. år (mer enn 5 mrd. år fra nå): Tomt for hydrogen i kjernen 17
Kjernen kollapser: Økt varme og trykk Men fortsaj ikke fusjon He à C Derimot starter fusjon i hydrogenskallet rundt kjernen Skallbrenning 18
Mye større område med fusjon enn i den gamle kjernen Resultat: Mye større strålingstrykk, stjerna vokser kratig i størrelsse 19
Overflaten blir kaldere Men total luminositet har økt Rød kjempe (subkjempe) 20
By RJHall - Own work, based on figure 1, Ribas, Ignasi (February 2010). "Solar and Stellar Variability: Impact on Earth and Planets, Proceedings of the Interna>onal Astronomical Union, IAU Symposium". Error: journal= not stated 264: 3 18. DOI: 10.1017/S1743921309992298., CC BY- SA 3.0, hjps://commons.wikimedia.org/w/index.php?curid=16799327 Rød kjempe- stadiet Solen har forlaj hovedserien Høyere luminositet Lavere overflatetemperatur 21
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, hjps://commons.wikimedia.org/w/index.php?curid=2585107 hjps://arxiv.org/abs/0801.4031 22
Heliumkjernen får >lført mer helium- aske fra skallet Den trekker seg yjerligere sammen og blir varmere 23
Når 120 millioner K er nådd begynner (endelig) Helium- fusjon 4 He + 4 He + 4 He à 12 C 12 C + 4 He à 16 O 12 C + 4 He à 16 O 24
Små stjerner (< 2 solmasser): Heliumglimt Årsak: Gassen er degenerert Degenerert gass Oppstår ved svært høy tejhet (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, slujer gassen å være degenerert og begynner å oppføre seg normalt igjen 25
Fusjonen løper løpsk inn>l varmen får heliumkjernen >l å utvide seg igjen Da stopper skallbrenningen opp (Kjernen ikke degenerert lenger) 26
Skall av ikke- fusjonerende helium rundt den ak>ve heliumkjernen Luminositeten og strålingstrykket minker igjen Stjerna blir lij mindre og noe varmere igjen 27
Horisontalgrenen Overflatetemperaturen går sakte opp og ned i takt med at radien endres Overflaten trekker seg sammen og utvider seg (ustabil) i denne fasen 28
Hovedserien: 10 milliarder år Rød kjempe: 1 milliard år 29
Horisontalgren: 100 millioner år EJer 100 mill. år er det tomt for Helium i kjernen også 30
Nå får vi skallbrenning av både hydrogen og helium! Forutsigbar effekt på overflaten: Den vokser og blir kaldere 31
Asympto>sk kjempe Hydrogen (ikke fisjon) H à He Helium (ikke fusjon) C, O (ikke fusjon) He à C, O Asympto>sk kjempe: < 1 million år 32
Ung stjernehop: Alle stjernene født sam>dig LiJ eldre: De største stjernene er tomme for drivstoff 33
Enda eldre: Middels store stjerner når kjempestadiet Gammel hop med kjemper og asympto>ske kjemper 34