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 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.

2 AST1010 - 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 AST1010 - 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 AST1010 - 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 ~ 10 -6 solmasser per år.

6 AST1010 - 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 AST1010 - 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 AST1010 - 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 AST1010 - Stjernenes sluttstadier10 Helix 650 lysår borte 2.5 lysår diameter

11 AST1010 - 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 AST1010 - Stjernenes sluttstadier13 IC4405

14 AST1010 - Stjernenes sluttstadier14 Abell 39 7000 lysår borte 6 lysår i diameter

15 AST1010 - Stjernenes sluttstadier Kattøyetåken (dobbeltstjerne)

16 AST1010 - Stjernenes sluttstadier16 Eskimotåken (vann)

17 AST1010 - Stjernenes sluttstadier17 NGC 2863 (dobbeltstjerne?) I ro?

18 AST1010 - Stjernenes sluttstadier18 Menzel 3 Høy hastighet + sterk magnetisme? Ukjent partner?

19 AST1010 - Stjernenes sluttstadier19 Hourglass – Timeglass - tåken

20 AST1010 - Stjernenes sluttstadier20 M29, sommerfugltåken

21 AST1010 - Stjernenes sluttstadier21 Hvordan kan en rund stjerne lage avlange tåker?

22 AST1010 - 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 20-100 tusen slike tåker i vår galakse. Tåkene er kortlivede, typisk alder i. området 10,000 - 50,000 år. Fascinerende og vakre.

23 AST1010 - Stjernenes sluttstadier23

24 AST1010 - Stjernenes sluttstadier24 Sirius Hvit dverg

25 AST1010 - Stjernenes sluttstadier25 Nova Hercules 1934

26 26 Nova mekanismen

27 AST1010 - 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 AST1010 - Stjernenes sluttstadier28 Stjerneutvikling i sent stadium for en massiv stjerne større en 8 (11) solmasser

29 AST1010 - Stjernenes sluttstadier29 ~25 solmasser

30 AST1010 - Stjernenes sluttstadier30 Tiden det tar å gå gjennom de ulike stadier i utviklingen av en fullt utviklet skallstruktur i en massiv stjerne

31 AST1010 - Stjernenes sluttstadier31

32 AST1010 - 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 AST1010 - 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 10 57 nøytrinoer).

34 AST1010 - 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 AST1010 - 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 AST1010 - Stjernenes sluttstadier36 Innhomogene supernovaer - numerisk simulasjon

37 AST1010 - Stjernenes sluttstadier37

38 AST1010 - Stjernenes sluttstadier38

39 AST1010 - 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: ~ 10 44 Ws (~ L SOL i 10 10 år) Nøytrinoer: ~ 10 46 Ws ( 100 x L Lys )

40 40 Krabbe Tåken  Vela  Cygnus loop i røntgen   E0102-72

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

42 AST1010 - 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 AST1010 - Stjernenes sluttstadier43

44 AST1010 - 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 AST1010 - 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 AST1010 - 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