stjernenes sluttstadier

Stjernenes sluttstadier

AST1010 - 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.

AST1010 - Stjernenes sluttstadier 3

Populasjoner og metallinnhold i stjerner

Skiller populasjonene gjennom spektrene:

Populasjon II stjerner (øverst) - metallfattige og ’gamle’ Populasjon I stjerner (nederst) - metallrike og ’unge’

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.


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.


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.

• VIVI FÅR EN PLANETARISK TÅKE OG EN UTBRENT KJERNEREST!FÅR EN PLANETARISK TÅKE OG EN UTBRENT KJERNEREST!


Eksempler på planetariske tåker

• Vi skal vise 11 eksempler på planetariske tåker.

• En merkelig mangfoldighet av former.

• Eksempler på et vakkert himmelfenomen.


Helix 650 lysår borte 2.5 lysår diameter


Ringtåken 2000 lysår borte 1 lysår i diameter

Skall i ringtåken i Lyra

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


IC4405


Abell 39 7000 lysår borte 6 lysår i diameter

AST1010 - Stjernenes sluttstadier

Kattøyetåken (dobbeltstjerne)


Eskimotåken (vann)


NGC 2863 (dobbeltstjerne?)

I ro?


Menzel 3 Høy hastighet + sterk magnetisme? Ukjent partner?


Hourglass – Timeglass - tåken


M29, sommerfugltåken


Hvordan kan en rund stjerne lage avlange tåker?


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.


Sirius

Hvit dverg


Nova Hercules 1934

26

Nova mekanismen


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.


Stjerneutvikling i sent stadium for en massiv stjerne større en 8 (11) solmasser


~25 solmasser


Tiden det tarå gå gjennomde ulike stadier i utviklingenav en fullt utviklet skallstrukturi en massivstjerne


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.


Kjernekollaps og eksplosjon• Kollaps gir temperaturstigning til 5 x 109 K• Fotodisintegrasjon vil rive i stykker de tunge

atomkjernene: Fe 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 + e.

• Merk at prosessen frigjør store mengder nøytrinoer (~ noen ganger 1057 nøytrinoer).


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.


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.


Innhomogene supernovaer -numerisk simulasjon


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 selveunder 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)

40

KrabbeTåken

Vela

Cygnus loop irøntgen E0102-72

41

SN 1006 SN 1054

Keplers SN 1604 Tychos SN 1572


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


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 samt en komprimert kjerne i form en nøytron kjerne i form en nøytron stjerne eller et sort hullstjerne eller et sort hull


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

46AST1010 - Stjernenes sluttstadier

Slutt på forelesning 2

Slutt på forelesning 15Slutt på forelesning 15Neste gang:Neste gang:

Variable stjerner, pulsarer,Variable stjerner, pulsarer,sorte hull og sorte hull og

litt relativitetsteori.litt relativitetsteori.

stjernenes sluttstadier

Documents