Stjernenes fødsel, liv og død Fysikk 1 Astrofysikk Stjernenes fødsel, liv og død Fysikk 1

Stjernenes fødsel, liv og død Stjerner forandrer seg lite fra år til år, men over lange tidsrom (>106 år) kan det være store forandringer.

Stjernenes fødsel, liv og død Sammentrekning av små partikler og molekyler og atomer pga. gravitasjon Mye frigjort potensiell energi - økning i indre energi – økt temperatur Temperaturstråling (Infrarødt) Hvis m<0,08ms blir aldri temperaturen høy nok til å starte kjernereaksjoner – det blir ingen stjerne men en (kald og lyssvak) brun dverg Et eksempel på en tåke der stjerner fødes

Stjernenes fødsel, liv og død Life cycle of stars En protostjerne med mer en ca. 100 solmasser vil heller ikke kunne bli en hovedseriestjerne. Først kollapser den og så frigjør den så mye energi at den blir sprengt. Likevekt mellom sammentrekning og utvidelse vil den ikke oppnå.

Livet som protostjerne

En stjerne blir født (m>0,08ms ) Sentraltemperatur T>5 millioner kelvin Kjernereaksjoner kommer i gang Når det blir likevekt mellom tyngdekreftene og strålingstrykket stopper sammentrekningen Finner sin plass på hovedserien i H-R diagrammet Stor masse – oppe til venstre – kort levetid Liten masse – nede til høyre – lang levetid

Livet på hovedserien Hydrogen fusjonerer til helium ved proton – proton – fusjon og karbonsyklusen Stjerna svulmer litt opp (større diameter) Likevekt mellom gravitasjon og stråling

Rød kjempe stadiet Nesten alt hydrogenet er omdannet til helium – hydrogenfusjonen avtar – tyngdekreftene innover blir større enn strålingstrykket utover – kjernen blir presset sammen – temperaturen i kjernen øker pga. frigjort potensiell energi – her starter fusjonering til tyngre stoffer (helium til karbon osv.)

Rød kjempe stadiet Hydrogen fusjonerer i et skall som arbeider seg utover – innenfor blir det stadig mer helium og tyngre stoffer Enorm energiutvikling på grunn av sammenpressing av kjerna (gravitasjon) og hydrogenfusjon samtidig Veldig utvidelse av de ytre lag inntil energiproduksjon er i balanse Stor utstrålingseffekt og stor overflate men lav temperatur (Når en gass utvides fører det til avkjøling ) – oppe til høyre i H-R. Rød kjempe m>>ms Rød superkjempe (Betelgeus)

Hvit dverg Små stjerner m<8ms Energiproduksjonen i kjernen tar slutt – de indre delene trekker seg sammen – plasma De ytre delene skyves vekk – planetarisk tåke Tyngdekreftene balansert av trykkreftene fra plasmaet – svært stor tetthet 1000 kg/cm3 Bare termisk stråling Avkjøles sakte og blir til slutt en svart dverg Sluttmasse < 1,4 ms (Chandrasekar-grensen)

Planetarisk tåke

Supernova type 1a Der en hvit dverg er del av en dobbeltstjerne og får tilførsel av masse vil sammentrekningen av sentralområdet starte på nytt Kjerneprosessene starter igjen og løper løpsk Kjempeeksplosjon Ofte samme utstrålte effekt og brukes som standard lyskilde Bildet tatt av Chandra viser Mira A (til høyre), en velutviklet rød kjempe, og Mira B (til venstre), en hvit dverg. Situasjonen er vist i illustrasjonen til høyre. (X-ray: NASA/CXC/SAO/M. Karovska et al.; Illustrasjon: CXC/M.Weiss)

Supernova type 2 Store stjerner m>8ms (røde kjemper) Sammentrekning fortsetter i sentralområdene Svært høy temperatur i sentrum – fusjonene går videre til magnesium og jern. Videre fusjon er umulig Da virker bare gravitasjonen – eksplosjon (i løpet av sekunder) – enorme frigjorte energimengder – fusjoner til tyngre grunnstoffer

Nøytronstjerner Hvis restmassen etter eksplosjonen er mellom 3 og 1,4ms vil gravitasjonen presse elektronene inn i kjernen og det blir bare nøytroner der Enormt kompakt 1mm3 = 300 000 tonn Roterer 1000 ganger i sekundet Sender ut strålebunter av radiobølger Vi har da en pulsar

Svart hull Restmasse etter eksplosjon er > 3ms Gravitasjon så sterk av volumet reduseres til et punkt Unnslippingsfarten overstiger lysfarten – ikke noe lys slipper ut Observeres indirekte ved hjelp av røntgenstråling fra dobbeltstjernesystemer (rest 2,5ms gir en radius på 7500m)

Grunnstoffer i universet Fra Big Bang har vi hydrogen (75%), helium (24%), litium og beryllium Grunnstoffer opp til jern er dannet ved fusjoner i stjernene Tyngre stoffer enn jern er dannet i supernovaeksplosjoner