Presentasjon lastes. Vennligst vent

Presentasjon lastes. Vennligst vent

Stjernenes sluttstadier AST1010 - Forelesning 15 Den sene del av utviklingen av 1. sollignende stjerner (M< 8M SOL ) 2. massive stjerner (M> 8M SOL ) Sluttprodukter:

Liknende presentasjoner


Presentasjon om: "Stjernenes sluttstadier AST1010 - Forelesning 15 Den sene del av utviklingen av 1. sollignende stjerner (M< 8M SOL ) 2. massive stjerner (M> 8M SOL ) Sluttprodukter:"— Utskrift av presentasjonen:

1 Stjernenes sluttstadier AST 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.

2 AST Stjernenes sluttstadier2 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.Stjernehoper: åpne hoper og kulehoper, hopenes alder, populasjon I og II.

3 AST Stjernenes sluttstadier3 Populasjoner og metallinnhold i stjerner Skiller populasjonene gjennom spektrene: Populasjon II stjerner (øverst) - metallfattige og ’gamle’ Populasjon I stjerner (nederst) - metallrike og ’unge’

4 AST Stjernenes sluttstadier4

5 5 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 ~ solmasser per år.

6 AST Stjernenes sluttstadier6 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.

7 AST Stjernenes sluttstadier7 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!VI FÅR EN PLANETARISK TÅKE OG EN UTBRENT KJERNEREST!

8 AST Stjernenes sluttstadier8

9 9 Eksempler på planetariske tåker Vi skal vise 11 eksempler på planetariske tåker. En merkelig mangfoldighet av former. Eksempler på et vakkert himmelfenomen.

10 AST Stjernenes sluttstadier10 Helix 650 lysår borte 2.5 lysår diameter

11 AST Stjernenes sluttstadier11 Ringtåken 2000 lysår borte 1 lysår i diameter

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

13 AST Stjernenes sluttstadier13 IC4405

14 AST Stjernenes sluttstadier14 Abell lysår borte 6 lysår i diameter

15 AST Stjernenes sluttstadier Kattøyetåken (dobbeltstjerne)

16 AST Stjernenes sluttstadier16 Eskimotåken (vann)

17 AST Stjernenes sluttstadier17 NGC 2863 (dobbeltstjerne?) I ro?

18 AST Stjernenes sluttstadier18 Menzel 3 Høy hastighet + sterk magnetisme? Ukjent partner?

19 AST Stjernenes sluttstadier19 Hourglass – Timeglass - tåken

20 AST Stjernenes sluttstadier20 M29, sommerfugltåken

21 AST Stjernenes sluttstadier21 Hvordan kan en rund stjerne lage avlange tåker?

22 AST Stjernenes sluttstadier22 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.

23 AST Stjernenes sluttstadier23

24 AST Stjernenes sluttstadier24 Sirius Hvit dverg

25 AST Stjernenes sluttstadier25 Nova Hercules 1934

26 26 Nova mekanismen

27 AST Stjernenes sluttstadier27 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.

28 AST Stjernenes sluttstadier28 Stjerneutvikling i sent stadium for en massiv stjerne større en 8 (11) solmasser

29 AST Stjernenes sluttstadier29 ~25 solmasser

30 AST Stjernenes sluttstadier30 Tiden det tar å gå gjennom de ulike stadier i utviklingen av en fullt utviklet skallstruktur i en massiv stjerne

31 AST Stjernenes sluttstadier31

32 AST Stjernenes sluttstadier32 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.

33 AST Stjernenes sluttstadier33 Kjernekollaps og eksplosjon Kollaps gir temperaturstigning til 5 x 10 9 K Fotodisintegrasjon vil rive i stykker de tunge atomkjernene:   Fe  13 4 He + 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 4x10 14 g cm -3. Tettheten gir nøytronisering: p + + e -  n + e. Merk at prosessen frigjør store mengder nøytrinoer (~ noen ganger nøytrinoer).

34 AST Stjernenes sluttstadier34 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.

35 AST Stjernenes sluttstadier35 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.

36 AST Stjernenes sluttstadier36 Innhomogene supernovaer - numerisk simulasjon

37 AST Stjernenes sluttstadier37

38 AST Stjernenes sluttstadier38

39 AST Stjernenes sluttstadier39 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. under selveGrunnstoffer dannes under selve eksplosjonen –ved fusjon –ved r-prosesser Supernovaer danner ikke nok av grunnstoffer tyngre enn jern. Stråling fra supernovaer: Lys: ~ Ws (~ L SOL i år) Nøytrinoer: ~ Ws ( 100 x L Lys )

40 40 Krabbe Tåken  Vela  Cygnus loop i røntgen   E

41 41 SN 1006 SN 1054 Keplers SN 1604 Tychos SN 1572

42 AST Stjernenes sluttstadier42 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 M SOL Tettheten av karbon kjernen er da så høy at en termonukleær reaksjon antennes; får eksplosiv fusjon av karbon

43 AST Stjernenes sluttstadier43

44 AST Stjernenes sluttstadier44 Oppsummering av SN type I og II Type Ia: en hvit dverg i n æ rt dobbeltstjerne- system som mottar masse (den hvite dvergen kan ha alder opp til 10 9 å r eller mer) Kjernefysisk fusjon av C og O til Fe Supernovarest (en sky) som er rik p å jern Type II: massiv superkjempe (alder kanskje bare 1 million å r) Gravitasjonskollaps av jern kjernen. samt en komprimert kjerne i form en n ø ytron stjerne eller et sort hullSupernovarest (sky) som ogs å har grunnstoffer tyngre enn jern samt en komprimert kjerne i form en n ø ytron stjerne eller et sort hull

45 AST Stjernenes sluttstadier45 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

46 AST Stjernenes sluttstadier46 Slutt på forelesning 2 Slutt på forelesning 15 Neste gang: Variable stjerner, pulsarer, sorte hull og litt relativitetsteori.


Laste ned ppt "Stjernenes sluttstadier AST1010 - Forelesning 15 Den sene del av utviklingen av 1. sollignende stjerner (M< 8M SOL ) 2. massive stjerner (M> 8M SOL ) Sluttprodukter:"

Liknende presentasjoner


Annonser fra Google