Stjernenes sluttstadier

Stjernenes sluttstadier
AST 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. I forelesningen ser vi på stjerneutviklingen for stadiene etter at fusjon av helium til karbon og oksygen har startet. Vi følger utviklingsveiene for stjernene og merker oss at disse avhenger av stjernemassen. Det gjør også sluttproduktet, som er en hvit dverg for stjerner med opprinnelig masse under 8 solmasser mens de virkelig massive stjernene, M > 8 MSOL, eksploderer som supernovaer av type II.

AST1010 - Stjernenes sluttstadier
Oppsummering til nå Interstellare skyer: emisjon, absorpsjon og refleksjons tåker. Stjerner dannes i tette kalde skyer. Sammentrekning til hovedserien. Livet på hovedserien – fusjon av hydrogen til helium. Fra hovedserien til kjempestjerner – helium brenning evt. heliumflash. Ulike utviklingsveier avhengig av masse. Stjernehoper: åpne hoper og kulehoper, hopenes alder, populasjon I og II. Her summerer vi opp hovedpunktene i forelesning 15. AST Stjernenes sluttstadier

Populasjoner og metallinnhold i stjerner Skiller populasjonene gjennom spektrene: Populasjon II stjerner (øverst) - metallfattige og ’gamle’ Populasjon I stjerner (nederst) - metallrike og ’unge’ Sist var vi så vidt innom begrepet stjernepopulasjoner og gjentar nå det som da ble sagt. Det kan være greit i en forelesning som til dels handler om supernovaer. Supernovaer kaster ut store mengder gass som kan komprimere skyer i rommet og utløse ny stjernedannelse. Supernovaene tilfører også de nye stjernene grunnstoffer tyngre enn helium, såkalt metaller i astrofysisk språkbruk. Derfor vil nydannede stjerner ha et større innhold av metaller enn meget gamle stjerner, fordi den gassen de er dannet av er anriket gjennom supernovaeksplosjoner og fra stjernevind. Vi deler derfor inn stjernene i generasjoner alt etter hvor mye metaller de inneholder. Det kan godt være at vi har flere generasjoner stjerner. Vanligvis tar vi likevel med bare to. 1. Vi har gamle stjerner med lite metall. Disse kalles Populasjon II stjerner. og vi finner dem i kulehoper og i de sentrale deler av galaksen, av Melkeveien. 2. Unge stjerner som er dannet av allerede anriket materiale kalles Populasjon I stjerner. De finner vi gjerne der hvor nye stjerner fødes: i spiralarmene, men også i de sentrale delene i Melkeveien. I det siste har man også påvist det som er blitt kalt populasjon III stjerner, stjerner med ekstremt lavt metall innhold. Figuren viser hvordan vi kan skille populasjonstype I og II fra spektrene. Populasjon I stjernene som har forholdsvis mye metallatomer, har spektra med stor tetthet av absorpsjonslinjer, spektrum b i figuren, i motsetning til Populasjon II stjernene, representert ved spektrum a. Finnes det stjerner med vesentlig mer metaller enn Populasjon I stjerner? Riktignok varierer metallinnholdet inne gruppen en god del, men likevel kan man ikke si at det er grunnlag for en enda mer metallrik klasse. En mulig forklaring på dette skal vi komme tilbake til når vi behandler vår egen galakse, Melkeveien. AST Stjernenes sluttstadier

Vi minner om Hertzsprung – Russell diagrammet for kulehoper. Stedet for turnoff point, hvor stjernene flytter seg bort fra hovedserien, tyder på at denne hopen er milliarder år gammel. HR diagrammet har en horisontalgren (horizontal branch) som består av stjerner opprinnelig mindre enn 2 solmasser, som alt har gått gjennom sitt helium flash. Som vi ser er det ganske mange slike stjerner og horisontalgrenen er stedet de befinner seg mens de fusjoner helium til karbon i en rolig forbrenningsfase etter heliumflash.. Nå skal vi se hva som foregår under denne fusjon av helium og senere, i de store stjernene M > 8-11 MSOL, også fusjon av stadig mer massive atomkjerner. AST Stjernenes sluttstadier

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. Utvikling av stjerner med mindre enn 2 solmasser. Utviklingen under heliumfusjonen ligner det som skjedde da hydrogen fusjonerte. Heliumflashet ser vi ikke virkningen av på overflaten mens det skjer, selv om energien som produseres er enorm. Mesteparten av den enorme energien som så raskt blir frigjort brukes til å omstrukturere stjernens indre slik at kjernen ikke lenger består av degenerert gass. Når kjernen er omstrukturert fortsetter heliumfusjoneringen, men nå på en jevn ikke-eksplosiv måte. Temperaturen i kjernen under denne stødige heliumfusjoneringen er ca 200 million grader for disse stjernene. Når heliumet er brukt opp i kjernen og heliumfusjonen tar slutt vil kjernen igjen trekke seg sammen og varmes opp. Det antennes skallbrenning av helium i lagene utenfor den nå utslukte kjernen. Samtidig vil de ytre lagene blåses ytterligere opp. Stjernens overflate blir kaldere selv om energien fra skallbrenningen av helium er så stor at lysstyrken øker til 10,000 ganger solas lysstyrke. Nå er stjernen på den asymptotiske kjempegrenen – AGB – asymptotic giant branch. Den er blitt en svak superkjempe (type Ib) eller sterkt lysende kjempe (type II). Her har den også en svært sterk stjernevind som kan bli større enn 10-6 solmasser pr år.

Indre struktur og størrelse for AGB stjerne
På AGB grenen øker stjerna nå til det dobbelte av den størrelsen den hadde i stadiet som kjempestjerne. Det betyr at de ytre lagene er både kalde og meget store. Disse stjernene passerer et instabilitetsbånd langt mot høyre i HR diagrammet. Instabilitet betyr at stjerner i dette området vil pulsere i størrelse og lysstyrke. Pulsasjonene er meget langsomme med perioder på dager (i middel rundt 330 dager). Stjernene kalles da Mira variable etter prototypen Mira (o Ceti). Mira ble lagt merke til alt i oldtiden. Intensiteten av de Mira variable stjernene varierer med en faktor av størrelse100. For Mira selv er variasjonen 6 magnituder, fra 9 til 3, eller en faktor 250. Det betyr at Mira er usynlig på det svakeste, men blusser opp til å bli en rimelig sterk stjerne i den lyssterke fasen. Man kan tenke seg at dette vakte oppsikt. De fysiske mekanismene som driver pulsasjonene er dårlig forstått, men synes å henge sammen med helium flashbrenning i skallet rundt kjernen. Årsaken til denne flashbrenningen er ikke at gassen er degenerert, men skallet er så tynt og inneholder så lite masse. Da blir energien ved en temperaturøkning for liten til å løfte de overliggende lag og dermed få temperaturen til å synke igjen ved at arbeid blir utført og volumet øker. Vi minner igjen om at kjernen i det indre hvor fusjon av helium til karbon foregår, er meget liten, ikke større enn jorda. Merk også at det forløpet vi har beskrevet gjelder for forholdsvis små stjerner med masser M < 2 x MSOL. Kjernen hvor alt foregår er på størrelse med jorda. Tettheten i ytre lag er meget lav. Mira variabel. AST Stjernenes sluttstadier

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. VI FÅR EN PLANETARISK TÅKE OG EN UTBRENT KJERNEREST! Når fusjon av helium til karbon og oksygen slutter i kjernen på en stjerne som sola, fortsetter den å varmes opp på grunn av sammentrekning, men den når aldri de 600 million grader som trengs for å starte fusjon av karbon til tyngre elementer. Vi kan nå få vekslinger mellom hydrogen og helium skallbrenning samt, som vi har sett, helium skall flash brenning. Flashbrenningen kommer av at trippel alfa prosessen som fusjonerer helium til karbon, er svært temperaturfølsom. En liten økning i temperaturen gjør at fusjonen av helium til karbon øker voldsomt, med tilhørende sterk oppvarming. Når det skjer, vil stjernen ekspandere raskt, lagene avkjøles igjen og stjernen trekker seg sammen. Man får vekselvis kompresjon med oppvarming, utvidelse med sterk strålingsøkning, typisk en faktor 1000, og så en resulterende avkjøling igjen. Disse aktive episodene er atskilt av lange rolige perioder, ~100,000 år, hvor heliumskallet bygger seg opp i tykkelse. De kalde lagene i overflaten som man får når stjernen ekspanderer, gjør at hydrogenet i disse lagene rekombinerer, blir nøytralt. Da frigjøres ionisasjonsenergi som stråling ved rekombinasjon, og disse fotonene, sammen med fotoner fra helium skall flash, lager et strålingstrykk som gjør at stjernens ytre lag kastes av i flere omganger. Vi får en planetarisk tåke og sitter igjen med en sentralstjerne som består av den utbrente kjernen av stjernen. Navnet planetariske tåker har ingen ting å gjøre med planeter, men ble gitt av William Herschel sent på 1700 tallet og tidlig på 1800 tallet. Han syntes de lignet planeter når han så dem gjennom sine teleskoper med lav oppløsning. (Her kan vi minne om Messier og hans katalog, som vi nevnte i forrige forelesning). Den utviklingen vi har beskrevet gjelder for stjerner med opprinnelige masser omtrent som sola. Men den gjelder i store trekk også for mer massive stjerner opp til 8 solmasser. AST Stjernenes sluttstadier

Denne siste del av utviklingen, hvor den planetariske tåken kastes av, foregår på AGB grenen og på en horisontal gren i HR diagrammet vist her. A, B og C er tre utviklingsspor for stjerner med masser i superkjempestadiet på henholdsvis 3.0, 2.5 og 0.8 solmasser. (Den laveste verdien skulle være representativ for en stjerne som sola.) Løkkene får vi under episoder med termiske pulser i skallbrenningslagene. I de tre eksemplene, A, B og C, kaster stjernene av ”skall” med henholdsvis 1.8, 0.7 0g 0.2 solmasser. Gjenværende stjerner har altså 1.2, 0.8 og 0.6 solmasser. Nå avdekkes den indre varme kjernen, som består stort sett av karbon og oksygen med rester av helium, og er svært varm. Vi ser at de sentrale stjernene i planetariske tåker er enormt varme med temperaturer på overflaten på opp til 300,000 K. Prikkene er observerte sentralstjerner i planetariske tåker. Trykket i karbonkjernen, som nå utgjør sentralstjernen, er så stort at den består av atomkjerner pluss en degenerert gass av elektroner. Under sin utvikling har disse stjernene med lav masse mistet det meste av sin gass i form av stjernevinder og utkasting av skall med gass. I sum kan de ha mistet så mye som 80% av sin opprinnelige masse på kjempegrenen, på den asymptotiske kjempegrenen og i utsendelsen av den planetariske tåken. Vi skjønner at de siste fasene med masseutsending åpner for at interplanetariske skyer kan få tilført karbon, oksygen og nitrogen fra utviklede superkjemper. Men dette avhenger av hvor mye miksing man har mellom de lagene som er blitt kastet av og lagene hvor vi har hatt kjernereaksjoner som har bygget opp disse grunnstoffene. Dette er ikke så godt kjent. AST Stjernenes sluttstadier

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

Helix tåken er et godt eksempel på en planetarisk tåke. Den er 650 lysår borte og spenner over ca 2.5 lysår. Levetiden for slike tåker er så kort som 50,000 år. De består jo av gass som beveger seg utover, ekspanderer og fortynnes. Etter hvert blir de så fortynnet at de forsvinner. Strålingen fra dem er ikke lenger sterk nok til at de kan observeres. Vi må huske at de planetariske tåkene stråler ved en fluorescence mekanisme. Denne mekanismen omtalte vi i forrige forelesning, forelesning 14. Der så vi på strålingen fra sterke stjerner i de interstellare skyene, stråling som ioniserer hydrogen som så rekombinerer og stråler i en linje som H-alfa. I de planetariske tåkene virker samme type mekanisme i mange varianter og på mange grunnstoffer. Strålingskilden som eksiterer og ioniserer atomene i tåken kommer fra den glovarme stjerneresten i sentrum av tåken, som nå er en varm hvit dverg. Helix 650 lysår borte 2.5 lysår diameter AST Stjernenes sluttstadier

Ringtåken 2000 lysår borte 1 lysår i diameter Ringtåken i stjernebildet Lyren, som er vist her, er trolig den mest berømte av alle planetariske tåker. Den er omtrent 2000 lysår borte og 1 lysår i diameter. Sentralstjernen har temperatur på mer enn 100,000 K. Bemerk de mørke radielle stripene i yterkanten. De kan være forårsaket av støv som absorberer lyset. Det er lyset fra sentralstjernen som gjør at disse tåkene lyser. Sentralstjernene i planetariske tåker er varme og sender ut svært energirike fotoner. Selv på lang avstand greier de å ionisere gassen i tåkene, rive elektroner løs fra atomene. Når disse atomene igjen rekombinerer med frie elektroner, sendes det ut lys, både som kontinuumstråling, dvs. stråling på alle bølgelengder, og i form av spektrallinjer, smale intervaller i bølgelengde hvor intensiteten er høy. AST Stjernenes sluttstadier

Skall i ringtåken i Lyra
I forrige bildet fikk vi inntrykk av at selv om ringtåken hadde noen strukturer, så var den i store trekk ustrukturert. Dette gjelder når man ser den i synlig lys. Disse bildene er tatt i infrarødt og viser den indre struktur i ringtåken i Lyra. De indre skallene skyldes at gass er kastet av i flere omganger. Bildet demonstrerer at ringtåken har indre struktur i form av skall kastet av i episoder.

IC4405 IC4405 ser ut som en sylinder. Hadde vi sett inn i røret fra enden kunne den sett akkurat likedan ut som ringtåken i Lyra. Trolig er ringtåken en slik sylinder hvor vi ser inn mot enden av røret. AST Stjernenes sluttstadier

Abell 39 7000 lysår borte 6 lysår i diameter Abell 39 er nesten helt sværisk og trolig en ekte sfære og ingen sylinderform. Den er 7000 lysår bort og 6 lysår i diameter. Sentralstjernen ligger om lag 0.5 lysår fra senteret til den planetariske tåken uvisst av hvilken grunn. Denne stjernen var en gang nokså lik vår sol. AST Stjernenes sluttstadier

Kattøyetåken (dobbeltstjerne) Kattøye tåken har en meget kompleks struktur med filamenter vevd inn i hverandre. Man tror at denne og mange andre komplekse tåker skyldes at sentralstjernen er i et dobbeltstjernesystem. Det er mulig å se at detaljene i filamentstrukturen endrer seg med tiden. AST Stjernenes sluttstadier

Eskimotåken (vann) Eskimo tåken synes å inneholde en slags komet lignende strukturer i de ytre lagene, de lyse hodene med lange haler. Spektraltrekk fra vann observeres fra disse områdene i tåken. AST Stjernenes sluttstadier

NGC 2863 (dobbeltstjerne?) I ro? NGC 2863 viser igjen en klart asymmetrisk utsending av gass. De røde områdene på siden er et mysterium. Mye tyder på at de ”ligger i ro”; altså beveger seg mye langsommere utover enn ekspansjonsfarten for selve den planetariske tåken. Svært mange av de planetariske tåkene er usymmetriske. Dette er vanskelig å forklare dersom det er en enkeltstjerne som kaster av skall, slik vi skisserte tidligere. Derfor tror man at mange av disse asymmetriske tåken kan ha sitt utspring i stjerner som befinner seg i dobbeltstjerne systemer. AST Stjernenes sluttstadier

Menzel 3 Høy hastighet + sterk magnetisme? Ukjent partner? Dette objektet kalles Menzel 3. Her har sentralstjernen sendt ut to bobler. Hvorfor er ikke dette en stor sfærisk formet sky? Nøkler til forståelsen kan inkludere den høye hastigheten i gassen, 1000 km/s, og sterk magnetisme, som gir seg til kjenne i de lange filamentene. Disse sammen med stjernens rotasjon kan ha kanalisert gassen. En annen forklaring er at der finnes en skjult kompanjong i bane nær sentralstjernen. AST Stjernenes sluttstadier

Hourglass – Timeglass - tåken Timegasståken ser ut som en gass-sylinder som er brutt opp i ringer. Kanskje har utsendelsen av materialet har skjedd i klart atskilte episoder? Men det finnes også en annen forklaring som vi skal se. AST Stjernenes sluttstadier

M29, sommerfugltåken M29, Sommerfugltåken, er et godt eksempel på en svært asymmetrisk planetarisk tåke. Det er vanlig å anta at to stjerner går i baner rundt hverandre inne i en gass-skive hvor det aldri ble dannet planeter. Gasskiva danner en slags jetmotor som gjør at den gassen som kastes av fra sentralstjernen skyter ut i to stråler som går i motsatt retning. AST Stjernenes sluttstadier

Hvordan kan en rund stjerne lage avlange tåker? Her illustreres denne mulig ”jetmotor”– mekanismen. Det kastes først av en gass smultring - en så kalt torus – eller gassen befinner seg der i form av en protoplanetarisk skive. Utstrømming fra sentralstjernen reflekteres fra denne tette ringen av gass og resulterer i en sylinderformet jet-struktur, som for IC4405, Sommerfugltåken, eller Timeglass tåken. AST Stjernenes sluttstadier

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 tusen slike tåker i vår galakse. Tåkene er kortlivede, typisk alder i. området 10, ,000 år. Fascinerende og vakre. Gassen som blir til planetariske tåker sendes altså ut av stjerner i en viss, sen livsfase. Det er ikke de store stjernene som går igjennom denne livsfasen, men alminnelige stjerner som sola, masser 0.4 MSOL < M < 8 MSOL. Dette medfører at så mange som 95 % av alle stjerner vil ha et stadium hvor de sender ut en planetarisk tåke (De øvrige blir supernovaer.) Trolig finnes tusen slike tåker i vår galakse. At de er så vidt få kommer av at de er kortlivede. Typiske aldrer er mellom 10,000 år og 50,000 år. De er kortlivede fordi de består av gass som er kastet ut av stjernene og beveger seg raskt utover. Dermed blir gassen stadig fortynnet, og strålingen fra den avtar og blir til slutt borte. Vi kan også huske at strålingen skapes ved at lys fra sentralstjernen ioniserer og eksiterer atomene i tåken og at skyen stråler når disse atomene igjen rekombinerer og de-eksiterer. Men når tåken utvider seg vil innstrålingen pr flateenhet på tåken fra sentralstjernen avta idet gassen beveger seg lenger bort fra stjernen. Det blir da laget færre ioner og eksitasjoner. At tåkene er fascinerende og vakre er kanskje ikke en faglig bemerkning, men like fullt sant. AST Stjernenes sluttstadier

Den aller siste sluttfasen i livet til stjerner som opprinnelig hadde masser under 8 solmasser (M < 8 MSOL) er en hvit dverg. Som vi har forklart oppnår disse stjernene ikke høy nok temperatur til å lage tyngre grunnstoffer enn karbon, oksygen og nitrogen. De vil derfor ende opp som utslukte klumper og stort sett bestå av karbonkjernen/oksygen kjernen i den utbrente stjernen. I sluttfasen som hvit dverg lages det ikke mer energi i stjernen. Da kjøles den av ved at den stråler ut sin indre energi, men avkjølingsfasen tar lang tid. Det kan ta milliarder av år å kjøle de hvite dvergene ned til kalde karbonklumper De hvite dvergene er små med diametre på størrelse med jorda. Massen er alltid lavere enn Chandrasekhar massen på ca 1.35 solmasser. Tettheten er enorm, 1 tonn pr cm3. Dette medfører at gassen i det indre er degenerert. Det er degenerasjonstrykket som holder stjernen oppe. Her må vi forklare hva Chandrasekhar massen er og hvorfor den er viktig. Vi vet at elektrongassen i en hvit dverg må være degenerert. Da er det vanskelig å få økt trykket fordi elektronene ikke kan bevege seg like fritt rundt som i en vanlig gass. I hele den hvite dvergen flyter elektronene rundt som i en slags gitterstruktur. Under disse forhold kan vekten av massen i dens eget gravitasjonsfelt bli så høy at trykk kraften ikke kan holde den oppe. Den kollapser under sin egen vekt. Dette skjer dersom massen blir større enn omlag 1.35 solmasser, Chandrasekhar grensen. AST Stjernenes sluttstadier

Sirius De hvite dvergene er ikke hypotetiske. De er grundig observert og vel forstått. Et eksempel på en hvit dverg er kompanjongen til den klare stjernen Sirius. Det viser seg at Sirius er en dobbeltstjerne. At Sirius hadde en liten kompanjong ble først påvist av Bessel i Han kunne ikke se den svake komponenten, men la merke til at Sirius beveget seg gjennom rommet i en bølgeformet bane som om den var en dobbeltstjerne. Fra bevegelsen kunne han slutte at massen til kompanjongen måtte være sammenlignbar med solas masse. Likevel kunne den ikke sees. Først i 1863 ble den observert. En moderne observasjon er viste i bildet her. De to komponenten har fått navnene Sirius A og Sirius B. Sirius A er en A1 hovedseriestjerne med temperatur om lag 10,000 K. Moderne UV spektra viser at Sirius B er varm, med en overflatetemperatur på 30,000 K. Sirius B må opprinnelig ha vært den største etter som den utviklet seg raskest. Den ligger så nær Sirius A at masseoverføringer er mulig mellom Sirius A og B. Dette er interessant fordi det peker mot nova-fenomenet (se to neste slides) og mot muligheten for at den kan bli en supernova av type Ia (se slide 45-47). Hvit dverg AST Stjernenes sluttstadier

Nova Hercules 1934 En nova er en kraftig og kortvarig oppblussing av lyset fra en stjerne. Vi observerer 2-3 novaer pr år i vår galakse, men trolig forekommer det 5-10 ganger så mange. De fleste kan vi ikke se fordi de er skjult bak skyer av interstellar gass og støv som absorberer lyset fra dem. Novaer forekommer i dobbeltstjernesystemer hvor stjerneparet er en hvit dverg og en kjempestjerne. Her ser vi Nova Hercules fra Den er velobservert. Man ser hvordan intensiteten stiger uhyre raskt med 7 magnituder (en faktor ~500) for så å avta igjen, først raskt i 2-3 dager, så mye langsommere. Det tar 100 dager før den er tilbake til nivået fra før utbruddet. AST Stjernenes sluttstadier

Nova mekanismen Figuren illustrerer nova mekanismen. La oss tenke oss et dobbeltstjernesystem med en vanlig stjerne og en stjerne som alt har blitt en hvit dverg. Den hvite dvergen er tegnet med blå farge fordi den er liten, men varm. Den vanlige stjernen kommer til et punkt i sin utvikling hvor den blir en rød kjempe. Den sveller ut i størrelse og kan bli så stor at den fyller sin Rochelobe. Rocheloben er en kontur i gravitasjonspotensialet rundt de to stjernene som er slik at potensialflater med samme energi fra de to stjernene så vidt berører hverandre. Dersom kjempestjernen blir så stor at den fyller sin Rochelobe kan masse strømme gjennom dette berøringspunktet og begynne å gå i bane rundt den hvite dvergen. Rundt dvergen dannes en skive av gass. Gass i denne skiva beveger seg i en spiralbane innover mot dvergen. Da vinner den bevegelsesenergi som blir omgjort til varme ved friksjon i gass-skiva. (Nabolagene i spiralbevegelsen ”gnisser” mot hverandre.) Til slutt faller den varme gassen, som vesentlig består av hydrogen, ned på dvergens overflate. Den er nå varm dels fordi den har falt innover og er blitt oppvarmet, dels fordi den enorme gravitasjonen på overflaten av den hvite dvergen presser den ytterligere sammen. Temperaturen i gassen som havner på dvergens overflate kan etter hvert nå 107 K. Dermed antennes fusjonsprosesser i hydrogenet som den overførte gassen er rik på. (Husk at dvergen bestod av nesten bare karbon.) Fusjonen tennes eksplosivt og blåser gasslaget ut i rommet. Denne prosessen kan gjentas. Den hvite dvergen fortsetter å eksistere og den røde kjempen kan ha mer gass å bidra med.

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. Opplysningene i dette slide er en overforenkling. Vi skal derfor gjøre følgende nyansering. Grunnstoffer tyngre enn karbon, nitrogen og oksygen kan lages selv i stjerner med liten masse. Det skjer dels v ed fusjon for oksygenets vedkommende og ved s (for slow) prosesser: Et nøytron kombinerer med en atomkjerne og danner et mer massivt element. Stjerner mellom 8 og 11 solmasser kan danne magnesium ved fusjon, men ikke tyngre grunnstoffer. Spørsmålet er om de tunge grunnstoffene som dannes inne i disse lite massive stjernene kan spres i verdensrommet og bidra til at senere stjernegenerasjoner får et innhold av tyngre elementer. Det er ikke så enkelt å få til. De tunge elementene som lages ved fusjon eller s-prosesser er låst inne i kjernen. Det er lite og kanskje ingen masseutveksling, for eksempel ved konveksjon, mellom kjernen og overflata. (I sola starter konveksjonslaget ved 0.7 solradier, langt utafor kjernen.) Men kanskje kan det tenkes at skallbrenningen skaper tyngre grunnstoffer nærmere overflaten og at instabilitetene i de sene faser av stjerneutviklingen er så kraftige at noe av disse tunge grunnstoffene kommer ut. Men i hovedsak er konklusjonen riktig. De store masser av for eksempel silisium og jern dannes i supernovaer ved fusjon av lettere stoffer. AST Stjernenes sluttstadier

Stjerneutvikling i sent stadium for en massiv stjerne større en 8 (11) solmasser Nå skal vi se på sluttfasene i utviklingen av de virkelig massive stjernene, M > 8 MSOL eller M > 11 MSOL. Her er avslutningen ikke en hvit dverg, men en supernova. I disse massive stjernene øker temperaturen først til over 600 million grader. Det betyr at fusjon av karbon kommer i gang i kjernen. Karbon fusjonerer til neon inntil alt karbonet i kjernen er oppbrukt. Deretter får vi ny sammentrekning av kjernen, samt skallbrenning av karbon. Resultatet er at stjernens radius øker ytterligere, og at kjernen til slutt blir varm nok til å få fusjonsprosesser av neon og oksygen til silisium og videre fusjon til enda tyngre elementer. Stjernen vil under disse prosessene vandre mellom den varme og kalde sida i HR diagrammet og radius øker stadig inntil den i sluttfasen kan ha en diameter på 800 million kilometer eller 5.3 AU, omtrent som radius for Jupiters bane! Den er nå en sterkt lysende superkjempe (type Ia) og er mye større enn de kjempestjerne vi fikk med utgangspunkt i masser under 8 solmasser. I det indre av disse stjernene utvikles det en kjernestruktur med stadig flere skall. I kjernen fusjonerer stadig tyngre grunnstoffer og rundt kjernen får man lag med skallbrenning av de forskjellige prosessene. Hver skallbrenning utløser nye utvidelser av stjernen samtidig som det indre trekker seg stadig mer samen. Kjernen hvor fusjonene foregår, er svært liten, omtrent så stor som jorda. Den er da omgitt av en enorm enveloppe av tynn gass i lagene utenfor. Den ustabile brenningen gjør at også disse stjernene sender ut en kraftig stjernevind samt at de kaster av seg skall med gass. For en superkjempe som Betelgeuse er stjernevinden 10-7 solmasser pr år. AST Stjernenes sluttstadier

~25 solmasser Her ser vi den omtrentlige struktur av den indre kjernen hos en stjerne som opprinnelig hadde 25 solmasser og som her har fullt utviklet skallbrenning. Den er i en pre-supernova superkjempestjerne. Utenfor de forskjellige lagene med fusjon ligger et lag med hydrogen som ikke fusjonerer. Det er stjernas enormt store enveloppe, som består av tynn gass. Man må huske at den indre kjernen med skallbrenning bare er på størrelse med jorda, ~10,000 km diameter, mens selve stjernen er 100,000 ganger større. Sluttstadiet for fusjonene er jern. Videre oppbygging av tyngre grunnstoffer frigjør ikke energi, men krever energi tilført for å kunne skje. AST Stjernenes sluttstadier

Tiden det tar å gå gjennom de ulike stadier i utviklingen av en fullt utviklet skallstruktur i en massiv stjerne Her angis de tider som går med til noen av de sene stadiene i fusjonen i kjernen. Vi ser at fra karbonfusjon starter går det så rask at det er lite trolig at noe som helst vil vises på overflata av stjerna før vi ender opp med en supernova eksplosjon. Energien som lages i kjernen rekker ikke å gå til overflata før stjerna eksploderer i en supernova. Dette gjelder for lyset som blir lagd i de korte periodene med rask fusjon. Vi kunne tenke oss at energien som blir produsert, ville føre til utvidelser av gassen like utenfor kjernen og at dette ville gi trykkpulser som vandret til overflaten. Men tiden det tar for en slik trykkpuls eller sjokk å nå overflaten er av størrelse måneder til et år. Pulsen blir dessuten dempet på veien. Trolig er det ikke mulig å se noe tegn på at en stjerne er nær ved å bli en supernova før eksplosjonen faktisk skjer. AST Stjernenes sluttstadier

Her gis de samme data i tabellform, samtidig som vi ser hvilken temperatur og tetthet man har i gassen under de forskjellige fusjonsstadiene. Merk at dette er data for en stjerne som i alle fall opprinnelig er meget stor, 25 solmasser. Vi ser hvordan den siste fusjonen av silisium til jern tar bare en dag ved en temperatur på bortimot 3 milliarder grader. Vi ser også at det neste stadiet, at kjernen faller sammen, skjer i løpet av 0.2 sekunder. Nå skal vi beskrive hva som foregår nettopp i denne fasen. AST Stjernenes sluttstadier

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. I de siste faser før supernova eksplosjonen har stjernen en massiv stjernevind. Denne kan være forårsaket av strålingstrykk fra fusjonene i de ytre skallene. Som nevnt har Betelgeuse en stjernevind på 2 x 10-7 solmasser per år. I tillegg kommer utsendelse av massive gass og støvskall. I alt regner man med at en stjerne med opprinnelig 25 solmasser taper opp til 20 solmasser i sin levetid, Mye av dette massetapet skjer før kjernen kollapser. Selve supernova eksplosjonen kaster også flere solmasser ut i rommet. En vesentlig del av massen til disse stjernene returneres dermed til det interstellare rom. Sluttproduktet i denne kjeden av fusjoner som bygger opp stadig mer massive atomer er grunnstoffet jern. Opp til og med fusjonen av silisium til jern vil fusjonsprosessene frigjøre energi. Men en videre fusjonering fra jern til mer massive atomer frigjør ikke energi. Den forbruker energi. Det betyr at det inne i sentrum av stjernen samles opp en økende ”askehaug” av jern, idet jernet ikke vil danne tyngre stoffer ved fusjonsprosesser. Dette skjer når skallbrenning utenfor den innerste kjernen produserer jern som så dumpes ned på en indre kjerne av jern som da stadig øker i masse. Trykket i denne sammenpressede jernkjernen utøves av en degenerert elektrongass. Når massen av jernkjernen overskrider 1.4 solmasser, den så kalte Chandrasekhar grensen, greier den degenererte gassen ikke lenger å stå i mot vekten av kjernen og den faller straks sammen! Kollapsen skjer i brøkdelen av et sekund. Fallhastighet under kollaps er om lag 50,000 km/s. AST Stjernenes sluttstadier

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). Etter at fusjonen stopper og kjernen faller sammen vil temperaturen øke fra ca 2.7 x 109 K til 5 x 109 K. Denne høye temperaturen betyr at man har stor tetthet av de mest energirike fotoner, i gammastråle området. Selv om det ikke er noe energi å vinne på ytterligere fusjoner vil kjerneprosesser likevel fortsette ved at gammastråler river sundt jernkjernene. Dermed blir den lange oppbyggingen av tunge grunnstoffer reversert i løpet av brøkdelen av et sekund. I første omgang splittes hvert jernatom i 13 heliumkjerner og 4 nøytroner. Deretter brytes heliumkjernene ned til protoner. Kollapsen av kjernen stopper når tettheten når om lag samme verdi som tettheten i en atomkjerne, dvs. ~1015 g cm-3. Denne store tettheten gjør at elektroner og protoner presses sammen. Det dannes nøytroner og en kjerne av nøytroner som er stiv nok til å holde massen oppe, men som bare fyller et lite volum med diameter 10 km. Vi har der en degenerert nøytrongass. Dannelsen av nøytronene fører også til at enorme mengder nøytrinoer blir skapt. Antallet (1057) svarer til omtrent antallet av protoner i en masse på solmasser. (Prosessen som foregår er e– + p+  n +ne.) Men konklusjonen er altså, forbausende nok, at de tunge grunnstoffene, for eksempel silisium og jern, som er bygget opp i det indre av store stjerner ikke overlever supernova eksplosjonen. Så hvor kommer de tunge grunnstoffene i universet fra? AST Stjernenes sluttstadier

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. Nå følger vi historien videre og ser hva som skjer. Vi har kjernekollaps. Kjernen faller så å si løs fra de overliggende lagene inne i stjernen. Men så vil gasslagene lenger ute falle raskt innover. Man tenkte seg (før ca 1987) at de fallende lagene ville treffe nøytronkjernen og sprette elastisk tilbake med stor nok hastighet at man fikk laget selve supernovaeksplosjonen. En sjokkbølge ble dannet som løftet den overliggende massen – den ytre delen av stjernen - og kastet den ut i rommet. Men så viste det seg i beregningene at sjokket stagnerte. Det ble stående stille mens massen fortsatte å strømme nedover og rett gjennom sjokkfronten. Men da hadde man sett bort fra virkningen av nøytrinoene, Det som skjer er at nøytrinoene, som blir laget under nøytroniseringen, kommer til hjelp. Sjokkfronten er tilstrekkelig tykk og tett og dermed ”ugjennomsiktig” til at selv nøytrinoene blir delvis absorbert. Da overføres impuls (bevegelsesmengde) til sjokket og det begynner å bevege seg oppover igjen. Men fronten står faktisk stille i om lag 100 millisekund. AST Stjernenes sluttstadier

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. Eksplosjonen er langt fra homogen og isotrop. Nøytrinodrevet konveksjon utvikles i kjernen og dette gir en eksplosjon preget av at ”fingrer” av gass strømmer ut fra kjernen. Disse inhomogenitetene er viktige for å få eksplosjonen i gang igjen. Grunnen er at man ikke behøver å løfte hele det innfallende gass-skallet i ett løft. Nøytrinostrålingen, som får sjokket til å gå igjen, komprimerer også gassen så mye at fusjon av tunge grunnstoffer starter igjen. Alle grunnstoffene opp til jern bygges opp i løpet av meget kort tid. Grunnstoffer tyngre enn jern bygges også opp, fordi energikilden nå ikke er fusjonsenergi, selv om den også gir sitt bidrag, men kompresjonen forårsaket av nøytrinostrålingen. Den ultimate energikilden er naturligvis gravitasjonsenergi som blir frigjort i fallet. For øvrig blir store deler av eksplosjonen å modellere som gassdynamikken til en nøytrinogass. Supernovaer er i stor utstrekning et nøytrinofenomen. AST Stjernenes sluttstadier

Innhomogene supernovaer - numerisk simulasjon
Denne figuren fra læreboka viser hvor innhomogen og anisotrop eksplosjonen er. AST Stjernenes sluttstadier

DETTE ER EN BEREGNET SUPERNOVA EKSPLOSJON, I DE FØRSTE 370 MILLISEKUNDENE ETTER KJERNEKOLLAPS. VI SER HVORDAN EKSPLOSJONEN STOPPER OPP ETTER EN STUND OG IKKE KOMMER I GANG IGJEN FØR NØYTRINOENE ABSORBERES OG LØFTER GASSEN. DETTE SKJER VED VED CA. 0.3 SEK. AST Stjernenes sluttstadier

HERSER VI RESTEN AV EKSPLOSJONEN. LEGG MERKE TIL HVOR INHOMEGEN DEN ER. STORT SETT ER DET VI SER FORHOLDENE I EN GASS AV NØYTRINOER. AST Stjernenes sluttstadier

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) Den supernova eksplosjon vi til nå har beskrevet kalles en type II supernova. Her gis de karakteristiske egenskapene ved slike stjerneeksplosjoner, så kalte SN II eksplosjoner. Vi understreker at eksplosjonen ikke er symmetrisk og at materialet som kastes ut heller ikke er symmetrisk fordelt. Grunnstoffene dannes under eksplosjonen. Det gjelder både grunnstoffene opp til jern og tyngre grunnstoffer. Prosessen greier likevel ikke å få lagd nok grunnstoffer tyngre enn jern og noen av disse blir laget ved kjerneprosesser som skjer når kosmiske partikler som kan være svært energirike, treffer atomer i interstellare skyer. Energien i lyset fra en supernova svarer til en like stor mengde som sola stråler ut i hele sin levetid. Men dette er lite sammenlignet med energien i nøytrinostrålingen som sendes ut. 99 prosent av supernovaens energi frigjøres som nøytrinoer, bare 1 prosent som lys av alle sorter, og en meget liten brøkdel går med til å kaste flere solmasser av gass ut i rommet. Når man ser dette skjønner man bedre hvorfor nøytrinostrålingen kan spille en avgjørende rolle for å skyve på sjokket! AST Stjernenes sluttstadier

Cygnus loop i røntgen   E0102-72 Krabbe Tåken  Vela 
Men selv om nøytrinoene er hoveddelen av energiutstrålingen i supernovaen så er den gassen som kastes ut ganske spektakulær. Det er strålingen fra denne gassen som vi egentlig ser som en supernova. Selve eksplosjonen er skjult for oss eller skjer så fort at vi ikke rekker å oppdage den. Restene av supernovaer kan derimot sees tusener av år etter at de eksploderte. Man kjenner mer enn 100 supernovarester i vår galakse, de fleste fra radioastronomiske observasjoner. Men et par dusin er også synlig i visuelt lys og enda flere i røntgen området.

Tychos SN 1572 Keplers SN 1604 SN 1006 SN 1054
Her viser vi fire historiske supernovaer. De finnes flere som er kjent fra opptegnelser. Især kinesiske astronomer gjorde tidlig detaljerte observasjoner av supernovaer. SN1006 i 1006 nådde trolig magnitude -9 og konkurrerer da med en månesigd. Fullmånen har magnitude -12. Her vises supernovaresten observert i røntgenlys. SN1054 fra 1054 er basert på en ”helleristning” gjort av Anazazi indianere i det som nå er det sydvestre hjørnet av USA. Det er riktig at denne supernovaen kan ha vært nær en månesigd fra en nymåne. Tychos supernova i 1572 gjorde kanskje Tycho noe skeptisk til begrepet himmelkula som et kuleskall der stjernene var festet.. Her vises et bildet av supernovaresten tatt i røntgenområdet. Keplers supernova var synlig i 1604 i stjernebildet Kassiopeia. Her ser vi den i lyset fra tre instrumenter: Spitzer i IR - rødt; Hubble Space Telescope synlig lys - gult; og i myk og hard røntgenstråling fra Chandra - grønt og blått. Dessuten har der trolig vært 2 supernovaer på 1200-tallet og en etter 1604 hvor observasjonen er tvilsom. Likevel er det langt igjen til de 40 supernovaer en skulle forvente i løpe av de siste 1000 år, i følge det man kan se av supernovaeksplosjoner i andre galakser.

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 I tillegg til type II supernovaer har vi også type I supernovaer. Men de er et annet fenomen enn type II supernovaer og ligner mer på vanlige novaer, selv om eksplosjonen er mye sterkere. Type I supernovaer får vi når en hvit dverg i et dobbeltstjernesystem mottar masse fra sin kompanjong som er en rød kjempestjerne. Når den hvite dvergen har fått tilført så mye masse at den nesten har nådd Chandrasekhar grensen på 1.4 solmasser så blir tettheten og temperaturen høy nok til at termonukleær fusjon av karbon antennes. (Når massen nærmer seg Chandrasekhar grensen går stjernens radius raskt mot null, volumet minker og tettheten og trolig også temperaturen øker kraftig.) Vi får nå en eksplosiv fusjon. Energikilden i dette tilfellet er ikke gravitasjonsenergi/fallenergi, men energi frigjort når omlag 1.4 solmasser fusjonere til tyngre grunnstoffer. Vi har en kjempemessig fusjonsbombe! Dette er forskjellig fra type II supernovaer der energien er fallenergi under kollaps av stjernas indre til en nøytronkjerne. Sluttproduktet er jern og radioaktivt nikkel. Dette lages det mye av. Derimot finnes ikke noe (eller nesten ikke noe) hydrogen siden utgangspunktet var en hvit dverg av degenerert karbon med bare en liten tilsetning av hydrogen. AST Stjernenes sluttstadier

Her vises lyskurver for de to typer av supernovaer. Selve eksplosjonen som kanskje kunne fanges i UV eller røntgenlys, er aldri sett og vil bli observert bare dersom man er usedvanlig heldig. Men fra noen timer etter selve eksplosjonen har man lyskurver. I de oppadstigende grenene, toppen og første bit av den delen hvor intensiteten avtar (især for en SN II) observeres et varmt, ekspanderende skall av gass. Først øker intensiteten etter som gassens overflate blir større på grunn av eksplosjonen. Etter en tid tar avkjølingen overhånd og lyskurven runder toppen og luminositeten faller av. Først skjer det raskt og senere langsommere. I den langsommere fasen er supernovaen blitt mer optisk tynn: man kan motta stråling fra det indre av gass-skallet. Energikilden er da radioaktiv fisjon - oppsplitting av ustabile atomkjerner. Type I supernovaer – energi fra fisjonskjeden 56Ni  56Co  56Fe. Helningen på kurven svarer til halveringstidene for de to prosessene respektivt. Disse er 6 og 79 dager, henholdsvis for den første og andre prosessen. Vi ser hvordan helningen av lyskurven flater ut for type I supernovaer idet man går over fra den første til den andre typen av fisjon som energikilde. Type II supernovaer har mindre regulære lyskurver. De første humpene har med relasjoner mellom temperatur på overflaten av det (optisk tette) materialet som kastes av (ejecta) og størrelsen av samme skya, begge deler som funksjon av tid. Den rette halen svarer til fisjon. For SN1987 var det fisjon av 56Co. Alt som var laget av 56Ni under eksplosjonen hadde da allerede fisjonert før noe av strålingen slapp ut. Gammastrålefotonene som sendes ut i prosessen har også vært eksperimentelt påvist, som emisjonslinjer i spekteret, så dett er noe man vet sikkert. Observasjonen er gjort for SN1987A. AST Stjernenes sluttstadier

Oppsummering av SN type I og II
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 Progenitor for supernovaen: Type Ia: en hvit dverg i et nært dobbeltstjerne system hvor den andre kompanjongen er en kjempestjerne. Den hvite dvergen kan være meget gammel, alder opp til 10 milliarder år, Type II: en massiv superkjempe. Superkjempen må være meget ung, kanskje bare 1 million år. Energikilde: Type Ia: kjernefysisk fusjon (karbon and oksygen til jern) Type II: gravitasjon - frigjort potensiell energi i form av fallenergi under kollaps av jernkjernen) Hva blir igjen: Type Ia: en supernovarest i form av en interstellar sky, meget rik på jern Type II: en supernovarest i form av en sky, som også inneholder grunnstoffer tyngre enn jern; dessuten vil en Type II supernova legge igjen en komprimert kjerne i form en nøytronstjerne eller et sort hull AST Stjernenes sluttstadier

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 Hvor kommer de tunge grunnstoffene fra? Fusjon i supernovaer er den vesentlig kilden. Grunnstoffer dannes også ved r-prosesser. r-prosessene forener kjerner med to nøytroner og kan danne isotoper som ikke dannes ved s-prosesser. Det som skjer er at en kjerne tar opp en nøytron, men er ustabil. Hvis vi har mange nok nøytroner kan likevel nok et nøytron bli lagt til før den nye kjernen faller fra hverandre. Slike r-prosesser bygger opp isotoper som s-prosessene ikke kan lage. De lager også grunnstoffer tyngre enn jern. Supernovaeksplosjonene har også den viktige virkningen at de sprer de tunge elementene som blir dannet, kaster dem ut i rommet. Inne i kjemper og superkjemper finnes det store mengder karbon, oksygen, nitrogen og til dels magnesium. Det er likevel usikkert hvor mye av disse stoffene som kommer ut i det interstellare rom siden det indre av stjernene ofte er strengt atskilt fra overflata. Men kanskje kan de massive vindene i de siste fasene av stjerners liv føre til at noe av disse tunge elementene kommer ut og blander seg med den interstellare gassen. Til slutt kan nukleosyntese skje når energirike kosmiske partikler kolliderer med gass i skyer eller til og med på overflaten av stjerner. Det er ikke store mengder av tunge grunnstoffer som dannes på denne måten, det kan være signifikante mengder av enkelte meget sjeldne grunnstoffer som det dannes altfor lite av ved alle andre metoder. AST Stjernenes sluttstadier

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

Stjernenes sluttstadier

Liknende presentasjoner

Presentasjon om: "Stjernenes sluttstadier"— Utskrift av presentasjonen:

Liknende presentasjoner

Om prosjektet

Tilbakemelding

Logg inn

Logg deg på via sosiale nettverk:

Stjernenes sluttstadier

Liknende presentasjoner

Presentasjon om: "Stjernenes sluttstadier"— Utskrift av presentasjonen:

Liknende presentasjoner

Om prosjektet

Tilbakemelding