AST1010 – Forlesning 14 Stjernenes liv fra fødsel til død.

Presentasjon om: "AST1010 – Forlesning 14 Stjernenes liv fra fødsel til død."— Utskrift av presentasjonen:

1 AST1010 – Forlesning 14 Stjernenes liv fra fødsel til død

2 Innhold Interstellare skyer Stjernedannelse i kalde skyer. Veien til hovedserien Tiden på hovedserien Livet etter hovedserien for lette stjerner Livet etter hovedserien for tunge stjerner

3 3 Skyer av gass og støv Tåker av gass og støv finnes mellom stjernene. – Skyene inneholder 10% av vanlig masse i vår galakse. – De består av hydrogen– og heliumgass, små mengder av de andre grunnstoffene og støv. grunnstoffer Grunnstoffer: 90% H, 10% He, 0.1% tyngre grunnstoffer Støvpartikler i skyer omfatter: – Små kullbaserte – 5 x 10 -6 mm, polyaromatiske hydrokarboner (eksosgass). – Komplekse strukturer med kull- eller silisiumkjerner – 3 x 10 -4 mm.

4 Skyer av gass og støv – I de kaldeste skyene finnes gassmolekyler. H 2 (molekylært hydrogen), CO (karbonmonoksid), H 2 O (vann), NH 3 (ammoniakk), H 2 CO (formaldehyd), flere typer alkoholer, mm. I alt er det påvist ca 150 ulike molekyler. Stjernedannelse foregår i de kaldeste og tetteste tåkene.

5 5 Klassifikasjon av interstellare skyer Tre hovedtyper av tåker etter utseende: – Emisjonståker. – Refleksjonståker. – Mørke absorberende tåker. Tre hovedtyper etter fysiske kriterier: – HII-områder. – Vanlige hydrogenskyer. – Kjempestore molekylskyer (KMS) (Engelsk: GMC: Giant Molecular Clouds.)

6 6 To refleksjonståker og en emisjonståke

7 7 Kjempestore molekylskyer ”Giant Molecular Clouds” 3 stadier av hydrogen i skyene: – Kalde skyer: H 2 – molekyler. – Varmere skyer: vanlig atomært hydrogen, H. – Varme skyer: ionisert hydrogen, H II områder. Stjernedannelsen skjer i de mørke, tette skyene, som vesentlig består av hydrogenmolekyler, H 2. Skyene må være kalde med stor nok tetthet dersom sammentrekningen skal begynne.

8 8 Hestehodetåken - en ugjennomsiktig molekylsky

9 AST1010 - Stjerners dannelse og livsfaser9 Bok-globuler i IC2944 Bok-globu- lene er ugjennom- siktige mot en rødt lysende bakgrunn i en emisjons- tåke.

10 10 Hva må til for å få gassen til å trekke seg sammen? Temperatur så lav som 10 K kombinert med høy tetthet. – Høyere temperatur  molekylene beveger seg så raskt at gassen spres. – Gravitasjonskreftene må være sterke  mye masse i lite volum, altså stor tetthet. En sammenpressing fra utsiden vil kunne starte en sammentrekning, og dette er kanskje også nødvendig.

11 11 Sammenpressing: Fem mulige årsaker Supernovaeksplosjon – supernovaen kaster av seg et gass-skall som farer ut fra stjernen med supersonisk hastighet og treffer en interstellar sky. Kollisjon mellom to interstellare skyer. Stråling fra en eller flere svært lysende stjerner skyver gass utover fra stjernen og pakker den sammen. Turbulente bevegelser inne i skya. ”Spiralbølger” i noen galakser.

12 12 Faser i stjerneutviklingen Kald sky fragmenterer til klumper på ∼ 50 solmasser, som trekker seg sammen. Protostjernefasen – sentralobjektet varmes opp, men mottar fortsatt gass som faller inn fra skya rundt stjernen. Energikilden er fallenergi. Prehovedseriefasen – innfall av gass stopper, stjerna varmes fortsatt opp, men fusjon av hydrogen er ennå ikke startet. Hovedseriefasen – stjerna er nå stabil, er på hovedserien og fusjonerer hydrogen til helium. Fusjonen slutter – posthovedseriefasen. Antenning av heliumfusjon: 3 x 4 He  12 C.

13 13 Sky med 10 4 solmasser Fragmenterer i klumper på 10- 50 solmasser og størrelse ~ 0.1 pc. Klumpene blir til protostjerner i løpet av ≈10 millioner år (for sollignende stjerner.)

14 AST1010 - Stjerners dannelse og livsfaser14

15 15 Proto- og pre-hovedseriefase Indre delene av skya faller sammen til et sentralobjekt. Massen øker sterkt. Kollaps gir dobbelt- eller enkeltstjerner med og uten planetskiver. Protostjernefase varer i 3×10 6 år for en stjerne som sola. Innfall av gass og støv stoppes av stjernevind og kraftig stråling - gir pre-hovedseriestjerne. Energi fremdeles fra sammentrekning inntil temperatur i sentrum når ca 10 7 K. Fusjon starter og lager nok energi til å stoppe videre sammentrekning.

16 AST1010 - Stjerners dannelse og livsfaser16

17 17 Stjerner kan også bli for store – Ustabile hvis mer enn 100 solmasser

18 AST1010 - Stjerners dannelse og livsfaser18 M11

19 AST1010 - Stjerners dannelse og livsfaser19 M50

20 20 Livet på hovedserien * Stjerner på hovedserien øker i lysstyrke i løpet av sin levetid der. * For sola er økningen omtrent 30%.

21 21 Levetid på hovedserien for stjerner Levetider stemmer rimelig bra med relasjonen mellom masse og lysstyrke :  ~ M -2.5 for stjernetyper tidligere enn klasse M.

22 22

23 23 Heliumfusjon Kjernen fortsetter å varmes opp inntil den når 120 x 10 6 K. Da begynner heliumfusjon i en kjerne som har en radius som bare er 0.1% av stjernens radius. Trippel alfaprosessen ved 120 MK: – 4 He + 4 He + 4 He  12 C +  – Også 12 C + 4 He  16 O +  Heliumbrenning pågår i ca 20% av den tid hydrogenbrenningen varer.

24 24 Gradvis heliumbrenning eller heliumglimt? Stjerner med masser over 2 solmasser har gradvis overgang til heliumbrenning. Gassen i det indre er en ’normal’ gass, der trykket øker når temperaturen øker Stjerner med masse under 2 solmasser vil bestå av degenerert gass i det indre. Trykket er da uavhengig av temperatur. Temperaturen kan øke eksplosivt.

25 25 En kulehop Kulehoper kan ha opp til en million stjerner. De er stabile. Gravitasjon holder dem sammen. Stjernene i kulehoper kan være meget gamle.

26 26

27 27 Populasjoner og metallinnhold i stjerner Skiller populasjonene gjennom spektrene: Populasjon II-stjerner (øverst) - metallfattige og ’gamle’ Populasjon I-stjerner (nederst) - metallrike og ’unge’

28 28 Utvikling av stjerner under 2 solmasser - Skallbrenning av hydrogen i den røde kjempegrenen. - Heliumflash – en stor del av heliumet i kjernen omvandles til karbon i løpet av timer. Omstrukturering. - Jevn forbrenning resterende He ➟ C i horisontalgrenen. - Skallbrenning av helium i den asymptotiske kjempegrenen. - Sterke stjernevinder opptil ~ 10 -6 solmasser per år.

29 29 Indre struktur og størrelse for AGB-stjerne Kjernen hvor alt foregår er på størrelse med jorda. Tettheten i ytre lag er meget lav.

30 30 Veien til planetariske tåker Sammentrekning gir fortsatt oppvarming i kjernen, men temperaturen når ikke 600 millioner grader og fusjon av karbon til tyngre elementer kommer aldri i gang! Heliumskallbrenning 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 - syklusen fortsetter. Den frigjorte ioniseringsenergien og fotoner fra heliumskallflash 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. VI FÅR EN PLANETARISK TÅKE OG EN UTBRENT KJERNEREST.

31 31

32 AST1010 - Stjernenes sluttstadier32

33 AST1010 - Stjernenes sluttstadier33

34 AST1010 - Stjernenes sluttstadier

35 35

36 36 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 20 000-100 000 slike tåker i vår galakse. Tåkene er kortlivede, typisk alder 10 000 – 50 000 år.

37 AST1010 - Stjernenes sluttstadier37

38 38 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.

39 AST1010 - Stjernenes sluttstadier39 Stjerneutvikling i sent stadium for en massiv stjerne større en 8 solmasser

40 40

41 41 Sen fase i utviklingen av 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.

42 42 Kjernekollaps og eksplosjon Kollaps gir temperaturstigning til 5 x 10 9 K Fotodisintegrasjon vil bryte opp de tunge atomkjernene:   Fe  13 4 He + 4n. Grunnstoffer bygget opp over millioner av år brytes ned på en brøkdel av et sekund! Kjernekollaps stopper når kjernediameter har avtatt til ca 10 km; tetthet 4x10 14 g cm -3. Tettheten gir nøytronisering: p + + e -  n + e. Merk at prosessen frigjør store mengder nøytrinoer (noen ganger ≈ 10 57 nøytrinoer).

43 43 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 (nøytrinostrålingstrykk) får sjokket i gang igjen, tror man (men ennå usikkerhet her).

44 44 Kjernekollaps og eksplosjon (3) Eksplosjonen er inhomogen – antent av nøytrinodrevet konveksjon i kjernen. Inhomogeniteten er viktig for å forklare supernovafenomenet. 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 nøytronabsorpsjon, såkalte r–prosesser.

45 45 Krabbe- tåken  Vela  Cygnus- løkken i røntgen   E0102-72

46 46 De tunge grunnstoffene? Supernovaer av type II Stjernevind fra kjempestjerner (i hovedsak karbon og oksygen) s – og r – prosesser (for slow og rapid) – dette er prosesser hvor nøytroner 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 og elektroner

47 Neste forelesning: ”Stjernelik”: Hvite dverger, nøytronstjerner og sorte hull