1 / 43

Stjernenes sluttstadier

Stjernenes sluttstadier. AST1010 - Forelesning 15 Den sene del av utviklingen av 1. sollignende stjerner (M< 8M SOL ) 2. massive stjerner (M> 8M SOL ) Sluttprodukter: 1. hvite dverger, og 2. supernovaer. Populasjoner og metallinnhold

raja-hatfield
Download Presentation

Stjernenes sluttstadier

An Image/Link below is provided (as is) to download presentation Download Policy: Content on the Website is provided to you AS IS for your information and personal use and may not be sold / licensed / shared on other websites without getting consent from its author. Content is provided to you AS IS for your information and personal use only. Download presentation by click this link. While downloading, if for some reason you are not able to download a presentation, the publisher may have deleted the file from their server. During download, if you can't get a presentation, the file might be deleted by the publisher.

E N D

Presentation Transcript

  1. Stjernenes sluttstadier AST1010 - Forelesning 15 Den sene del av utviklingen av 1. sollignende stjerner (M< 8MSOL) 2. massive stjerner (M> 8MSOL) Sluttprodukter: 1. hvite dverger, og 2. supernovaer.

  2. Populasjoner og metallinnhold i stjerner Skiller populasjonene gjennom spektrene: Populasjon II stjerner (øverst) - metallfattige og ’gamle’ Populasjon I stjerner (nederst) - metallrike og ’unge’ AST1010 - Stjernenes sluttstadier

  3. AST1010 - Stjernenes sluttstadier

  4. Utvikling av stjerner under 2 solmasser • Hydrogen skallbrenning i den røde kjempegrenen. • Heliumflash – en stor del av helium i kjernen omvandles til • karbon i løpet av timer. Omstrukturering. • Jevn forbrenning resterende He ➟ C i horisontalgrenen. • Helium skallbrenning i den asymptotiske kjempegrenen. • Sterke stjernevinder opptil ~ 10-6 solmasser per år.

  5. Indre struktur og størrelse for AGB stjerne Kjernen hvor alt foregår er på størrelse med jorda. Tettheten i ytre lag er meget lav. Mira variabel. AST1010 - Stjernenes sluttstadier

  6. Veien til planetariske tåker • Sammentrekning gir fortsatt oppvarming i kjernen, men temperaturen når ikke 600 million grader og fusjon av karbon til tyngre elementer kommer aldri i gang! • Helium skallbrenning gir varierende energiproduksjon fordi heliumbrenning er så temperaturfølsom. • Stjernen vekselvis ekspanderer og trekker seg sammen. • Stjernen varierer irregulært i lysstyrke og vandrer fram og tilbake horisontalt i HR diagrammet. • I fasene med ekspansjon kjøles overflatelagene. • Hydrogen blir da nøytralt og ionisasjonsenergi frigjøres i form av stråling. • Stråling fra det indre absorberes i lagene med nøytralt hydrogen som på nytt varmes opp - cykelen fortsetter. • Den frigjort ioniseringsenergien og fotoner fra helium skall flash puffer på gassen i overflatelagene og gjør at stjernens ytre lag kastes av i flere omganger. • VIFÅR EN PLANETARISK TÅKE OG EN UTBRENT KJERNEREST! AST1010 - Stjernenes sluttstadier

  7. AST1010 - Stjernenes sluttstadier

  8. Eksempler på planetariske tåker • Vi skal vise 11 eksempler på planetariske tåker. • En merkelig mangfoldighet av former. • Eksempler på et vakkert himmelfenomen. AST1010 - Stjernenes sluttstadier

  9. Helix 650 lysår borte 2.5 lysår diameter AST1010 - Stjernenes sluttstadier

  10. Ringtåken 2000 lysår borte 1 lysår i diameter AST1010 - Stjernenes sluttstadier

  11. Skall i ringtåken i Lyra Bildet demonstrerer at ringtåken har indre struktur i form av skall kastet av i episoder.

  12. IC4405 AST1010 - Stjernenes sluttstadier

  13. Abell 39 7000 lysår borte 6 lysår i diameter AST1010 - Stjernenes sluttstadier

  14. Kattøyetåken (dobbeltstjerne) AST1010 - Stjernenes sluttstadier

  15. Eskimotåken (vann) AST1010 - Stjernenes sluttstadier

  16. I ro? NGC 2863 (dobbeltstjerne?) AST1010 - Stjernenes sluttstadier

  17. Menzel 3 Høy hastighet + sterk magnetisme? Ukjent partner? AST1010 - Stjernenes sluttstadier

  18. Hourglass – Timeglass - tåken AST1010 - Stjernenes sluttstadier

  19. M29, sommerfugltåken AST1010 - Stjernenes sluttstadier

  20. Hvordan kan en rund stjerne lage avlange tåker? AST1010 - Stjernenes sluttstadier

  21. Stadiet med planetariske tåker - en oppsummering • Nesten alle stjerner (95 %) vil gå gjennom et stadium hvor de sender ut en planetarisk tåke. (De øvrige blir supernovaer.) • Trolig finnes 20-100 tusen slike tåker i vår galakse. • Tåkene er kortlivede, typisk alder i. området 10,000 - 50,000 år. • Fascinerende og vakre. AST1010 - Stjernenes sluttstadier

  22. AST1010 - Stjernenes sluttstadier

  23. Sirius Hvit dverg AST1010 - Stjernenes sluttstadier

  24. Nova Hercules 1934 AST1010 - Stjernenes sluttstadier

  25. Nova mekanismen

  26. Hva skjer med de store stjernene? (M > 8 solmasser) • Stjerner mindre enn 8 solmasser ender som planetariske tåker og hvite dverger. • Massive stjerner blir supernovaer og ender som nøytronstjerner og sorte hull. • De massive stjernene lager det meste av de grunnstoffene i universet som er tyngre enn karbon, oksygen og nitrogen. AST1010 - Stjernenes sluttstadier

  27. Stjerneutvikling i sent stadium for en massiv stjerne større en 8 (11) solmasser AST1010 - Stjernenes sluttstadier

  28. ~25 solmasser AST1010 - Stjernenes sluttstadier

  29. Tiden det tar å gå gjennom de ulike stadier i utviklingen av en fullt utviklet skallstruktur i en massiv stjerne AST1010 - Stjernenes sluttstadier

  30. AST1010 - Stjernenes sluttstadier

  31. Sen fase i utviklingen hos massive stjerner • Strålingstrykket fra fusjonen i skall skyver stjernegassen i de ytre lagene utover  gir en massiv stjernevind. • Sluttproduktet av fusjonene er jern – videre fusjonering frigjør ikke, men forbruker energi. • Resultat av skallbrenningen gir en stadig større ”askehaug” av jern i sentrum av stjernen. • Når jernkjernen overstiger 1.4 solmasser greier ikke degenerasjonstrykket å stå imot vekten av de overliggende lagene. • Kjernen faller straks sammen. AST1010 - Stjernenes sluttstadier

  32. Kjernekollaps og eksplosjon • Kollaps gir temperaturstigning til 5 x 109 K • Fotodisintegrasjon vil rive i stykker de tunge atomkjernene: g + 56Fe  13 4He + 4n. • Grunnstoffer bygget opp over millioner av år brytes ned på brøkdel av et sekund! • Kjernekollaps stopper når kjernediameter har avtatt til ca 10 km; tetthet 4x1014 g cm-3. • Tettheten gir nøytronisering: p+ + e- n + ne. • Merk at prosessen frigjør store mengder nøytrinoer (~ noen ganger 1057 nøytrinoer). AST1010 - Stjernenes sluttstadier

  33. Kjernekollaps og eksplosjon (2) • De overliggende lag faller ned mot kjernen med hastighet opp mot 50,000 km s-1. • Teori (før ca. 1987): gassen spretter elastisk tilbake fra kjernen med stor nok hastighet til å gi supernovaeksplosjon – en sjokkbølge løfter den overliggende massen. • Det viste seg at sjokket stagnerte – ble stående stille mens massen fortsatte å strømme nedover gjennom sjokkfronten. • Nøytrinoabsorpsjon i sjokkfronten (nøytrino strålingstrykk) får sjokket i gang igjen. AST1010 - Stjernenes sluttstadier

  34. Kjernekollaps og eksplosjon (3) • Eksplosjonen er inhomogen – antent av nøytrinodrevet konveksjon i kjernen. • Inhomogeniteten er viktig for å forklare supernova fenomenet. • Gassene som til slutt kastes av blir komprimert av nøytrinostrålingen og varmet opp slik at fusjon starter. • Denne fusjonen i gassen som kastes ut bygger opp en hoveddel av de tunge grunnstoffene fra supernovaeksplosjoner! • De mest massive grunnstoffene bygges opp ved nøytron absorpsjon s.k. r–prosesser. AST1010 - Stjernenes sluttstadier

  35. Innhomogene supernovaer -numerisk simulasjon AST1010 - Stjernenes sluttstadier

  36. Supernova av type II – SN II • Asymmetrisk eksplosjon – den er da lettere å få den i gang og holde den gående. • Utkasting av materiale blir også asymmetrisk. • Grunnstoffer dannes under selve eksplosjonen • ved fusjon • ved r-prosesser • Supernovaer danner ikke nok av grunnstoffer tyngre enn jern. • Stråling fra supernovaer: Lys: ~ 1044 Ws (~ LSOL i 1010 år) Nøytrinoer: ~ 1046 Ws ( 100 x LLys) AST1010 - Stjernenes sluttstadier

  37. Cygnus loop i røntgen   E0102-72 Krabbe Tåken  Vela 

  38. SN 1006 SN 1054 Tychos SN 1572 Keplers SN 1604

  39. To (hoved)-typer supernovaæ • Type II som beskrevet – har spektrallinjer fra hydrogen i spekteret • Type I – en hvit dverg eksploderer; ingen hydrogenlinjer i spekteret • Type I fra samme art situasjon som novaer • Den hvite dvergen tilføres så mye masse at den befinner seg like under Chandrasekhar grensen, ~ 1.4 MSOL • Tettheten av karbon kjernen er da så høy at en termonukleær reaksjon antennes; får eksplosiv fusjon av karbon AST1010 - Stjernenes sluttstadier

  40. AST1010 - Stjernenes sluttstadier

  41. Type Ia: en hvit dverg i nært dobbeltstjerne-system som mottar masse (den hvite dvergen kan ha alder opp til 109 år eller mer) Kjernefysisk fusjon av C og O til Fe Supernovarest (en sky) som er rik på jern Type II: massiv superkjempe (alder kanskje bare 1 million år) Gravitasjonskollaps av jern kjernen. Supernovarest (sky) som også har grunnstoffer tyngre enn jern samt en komprimert kjerne i form en nøytron stjerne eller et sort hull Oppsummering av SN type I og II AST1010 - Stjernenes sluttstadier

  42. De tunge grunnstoffene? • Supernovaer type II • Stjernevind fra kjempestjerner (i hovedsak karbon og oksygen) • s – og r – prosesser (for slow og rapid) – dette er prosesser hvor nøytrinoer tas opp i kjerner og det dannes et tyngre grunnstoff • danner flere grunnstoffer og isotoper enn fusjon alene • danne grunnstoffer tyngre enn jern • Nukleosyntese i interstellar gass forårsaket av energirike kosmiske protoner elektroner AST1010 - Stjernenes sluttstadier

  43. Slutt på forelesning 2 Slutt på forelesning 15 Neste gang: Variable stjerner, pulsarer, sorte hull og litt relativitetsteori. AST1010 - Stjernenes sluttstadier

More Related