Solen – en stjerne blandt milliarder af stjerner …

1. Solen – en stjerne blandt milliarder af stjerner … En Sol dannes

2. Stjernen [Solen] fødes trin for trin Den oprindelige gassky trækker sig sammen pga. tyngdekraften hvorved tyngdekræfternes potentielle energi bliver omsat til varme. Når temperaturen i centeret når over et par mio. grader antændes brintfusionen og en stjerne er født. 

3. En stjernes lange rejse … Solens udvikling. Solens levetid er ca. 11 mia. år, og idet den nu er 4,6 mia. år gammel er den knap halvvejs i sin cyklus. • Fase 1: H-kerner omdannes til He-kerner • Solen er en gul kæmpe (middelstjerne) • - En G-stjerne • Fase 2: He-kerner omdannes til C- og O-kerner (Solen bliver en rød kæmpe) • - En K- eller M-stjerne • Fase 3: Al energi er brugt, og Solen skrumper ind til en dværgstjerne • En Hvid Dværg

4. HR serien for stjerner

5. A. UNIVERSETS STRUKTUR: STJERNER GALAKSER GALAKSEHOBE

6. B. STJERNETYPER: M = 15 M R = 10 R (a) Hvid hovedseriestjerne M = 2,5 M R = 1,8 R (b) Hvidgul hovedseriestjerne M = 1 M R = 1 R (c) Gul hovedseriestjerne M = 2,5 M R = 15 R (d) Rød kæmpestjerne M = 0,5 M R = 0,015 R (e) Hvid dværgstjerne M = 1,4 M R = 0,000015 R (f) Neutronstjerne

7. 2. STJERNEUDVIKLING: A. PROTOSTJERNE- STJERNEFØDSEL Fusionsprocesser begynder Betingelsen : M > 0,08 M Sammentrækningen skyldes tyndekraften Tætheden i det centrale område stiger efterhånden og temperaturen her kan nå op til ca.1 mio. grader (K). Fusionsprocesserne kan så påbegynde

8. Der er nu ligevægt mellem de indadrettede tyngdekræfter og de udadrettede Trykkræfter, der kommer fra energiudstrålingen. Stjernen er dermed stabil Efterhånden består stjernes kerne kun af helium, mens H-forbrændingen fortsætter I det ydre lag. H H He He

9. Massen af den centrale kerne øges og massetætheden og temperaturen vil stige ved yderligere sammentrækning. Når temperaturen når til ca 100 mio. grader, vil helium- forbrændingen finde sted: H H He He->C Selv om centralområdet af stjernen er blevet både varmere og mindre, så bliver hele stjernen faktisk større.Stjernens atmosfære bliver mere udstrakt og samtidig køligøre ( rød farve) og stjernen er blevet en rød kæmpestjerne.

10. C. STJERNEDØD En stjernedød indtræffer, når den ikke har flere lagre af kernebrændstof at tære på. Præcis hvad der sker, afhænger helt af stjernens masse. * For lette stjerner ( M< 10 M) : Kernen ( der består af C) bliver aldrig varm nok til at starte den næste fusionsproces eftersom kernen trækker sig sammen, vil de ydre skaller udvide sig yderligere og kastes Bort som en planetarisk tåge. Kernen derimod vil trække sig sammen til den såkaldte hvide dværg , der når en størrelse omkring Jordens. Dens temperatur er ca. 5000 grader og vil afkøles i løbet af 100 mio. til 10 mia. år C M = 0,5 M R = 0,015 R C

11. * For tunge stjerner ( M> 10M) : Kerneprocesserne kan fortsætte i den centrale del af stjernen: H He  C Ne/O  Si  Fe Indtil der dannes en kerne af jern. Herefter kan stjerne ikke længere leve af kerneenergi. Der frigives ikke energi ved fusionsprocesser mellem jernkerner. H He C KERNE Ne/O Si Fe Tyngdekraften vil få temperaturen til at stige voldsom,og fusionsprocesserne i de ydre lag til at løbe løbsk .Denne store energiproduktion bevirker et enormt tryk.

12. Det resulterer i at stjernen eksploderer, supernova. Kernens kollapset er så voldsomt, at atomernes elektroner kan mases ind i atomkernen Hvis kernen er mindre end 2 M , får vi en neutron stjerne, ellers bliver resultatet et sort hul