Översiktskurs i astronomi Lektion 7: Solens och stjärnornas energiproduktion samt utveckling

Transkript

1 Översiktskurs i astronomi Lektion 7: Solens och stjärnornas energiproduktion samt utveckling Frågor från n förra f gången g I Hur långt är det mellan asteroiderna i huvudbältet? För stora asteroider (>1 km) är medelavståndet ~10 miljoner km Men: avståndet minskar med asteroidernas storlek Rymdsonder som åker genom asteroidbältet träffas i genomsnitt av några mikroasteroider (med en storlek av ned till en tusendels mm) under sin resa Inte realistiskt Frågor från n förra f gången g II Hur vet vi att det finns metalliskt väte? Kan skapas i laboratorier på jorden (under mycket korta tidsrymder)! Modeller för trycket i stora planeter förutspår att det bör finnas i deras innanmäten, och detta stämmer med observationer av Jupiters magnetfält Frågor från n förra f gången g III Hur kan man veta hur planeter är uppbyggda inuti? Lite olika tekniker för olika planeter, men här är ett exempel för en gasjätte: Period och bana för en måne Planetens massa Planetens storlek & massa medeldensitet Spektrum ytsammansättning Rymdsond sammansättning en bit in Magnetfält sammansättning ännu längre in Modellberäkningar resten av sammansättningen Men observera att detta leder till osäkerheter om de exakta förhållandena djupt inne! Frågor från n förra f gången g IV Hur man mäta den kemiska sammansättningen hos exoplaneter? Ja ytsammansättningen kan mätas genom spektroskopi av unga, heta och stora planeter med gynnsamma banor. Upplägg Energiprocesser i stjärnor Energitransport i stjärnor Solens uppbyggnad Solfläckar Solliknande stjärnors utveckling Huvudserien Röda jättegrenenj Helium-flash Horistontalgrenen Asymptotiska jättegrenenj Planetarisk nebulosa / vit dvärg Utvecklingen för f r mer massiva stjärnor 1

2 Solen är r en stjärna Sammanfattning av solens egenskaper: I kärnan k är r temperaturen ca. 16 miljoner Kelvin (0K= -273 grader C). Temperaturen är r sås hög g att termonukleära ra fusionsprocesser startar d.v.s. lättare l atomkärnor slår r ihop sig till tyngre. Tre termonukleära ra fusionsprocesser Proton-proton kedjan: Väte (H)( ) omvandlas till helium (He( He) ) plus energi. Nettoreaktion: 4 1 H 1 2 He 4 + energi. Effektiv för f temperaturer T c miljoner K. I solen omvandlas främst väte v (H)( ) till helium ( 2 He 4 ). 600 miljoner ton väte v omvandlas till helium varje sekund.. 4,2 miljoner ton omvandlas till energi (E= mc 2 enligt Einstein) och motsvarar 3, W. Vid solens yta (fotosfären) är r temperaturen bara ca. 6000K. Tre termonukleära ra fusionsprocesser CNO-cykeln: OBS! Kräver att kol redan finns närvarande. n Bygger: 7 N, 8 O, 9 F... (d.v.s. kväve, ve, syre, fluor osv.). T c miljoner K. Trippel-alfa (3-α) ) processen: Totalt tre 2 He 4 -kärnor (α-partiklar)( bygger upp t.ex.: 6 C 12, 8 O 16, 10 Ne 20, 12 Mg 24 (d.v.s. kol, syre, neon och magnesium). T c 100 miljoner K. Energitransport i stjärnor Energin som alstras i stjärnors inre transporteras till ytan påp tre olika sätt: s Ledning (i t.ex. vita dvärgar). Strålning Konvektion (uppstår r vid stora temperaturskillnader mellan närliggande n vertikala skikt i stjärnor. Energin bubblar upp mot ytan). Solen består r av tre zoner: Termonukleära ra kärnan k (från n 0 till 0,25R ) Strålningszonen (från 0,25 till 0,75 R ) Konvektiva skalet (från 0,75 till 1 R ) Solen Solens yttre består r av tre skikt Inifrån n och ut: Fotosfären (tjocklek 300 km, T 6000 K) Kromosfären ren ( ( 2000 km, K) Koronan ( ( 10 6 km, 10 6 K) Solens radie ut t.o.m fotosfären är ca km 2

3 Fotosfären Kromosfären ren Kromosfären ren ( 2000( km, K) Fotosfären (tjocklek 300 km, T 6000 K) Koronan Solen i andra våglv glängdsband Koronan ( ( 10 6 km, 10 6 K) UV vid 195 Å (SOHO) Solvind Röntgen (Skylab) Solfläckar och solfläckscykeln Solfläckar och solfläckscykeln Fjärilsdiagram Positionerna hos solfläckarna följer en 11-årscykel latitud De magnetiska egenskaperna hos solfläckarna följer f en 22-årscykel 3

4 Solfläckar och solfläckscykeln Babcocks magnetdynamiska modell: Solfläckarna (och stjärnfl rnfläckarna!) bildas därd magnetfälten bryter genom ytan. De är r mörkare m eftersom temperaturen är r lägre l i dessa områden. Koronans höga h temperatur Tros uppkomma genom elektriska urladdningar dåd magnetfältslinjerna kommer för r nära n varandra. En stjärnas inre: Hydrostatisk jämviktj En sollik stjärnas utveckling Hydrostatisk jämvikt råder om tryckkraften balanserar gravitationskraften Fotosfären Kring kärnan finns skalet som har varierande tjocklek Strålningstryck samt gastryck från termonukleära fusionsprocesser i kärnan Kärnan Det pågår hela tiden en kamp mellan utåtriktad tryckkraft och inåtriktad gravitationskraft Ideala gaslagen P = kρt µ H P = Gasens tryck ρ = Gasens densitet T = Gasens temperatur k = Boltzmanns konstant µ = Medelmolekylvikten H = Atomisk massenhet vätekärnans massa Kemisk sammansättning X = Viktandel väte Y = Viktandel helium Z = Viktandel av grundämnen med högre atomtal än helium ( Metaller( Metaller ) 4

5 Mängden H och He i kärnan, k dåd och nu Huvudserien I En stjärna tillbringar ungefär 90% av sin livstid påp huvud- serien. Under denna fas förflyttar f sig stjärnan sakta uppåt längs huvudserien. Hertzsprung-Russel Russel-diagrammet (ofta HR-diagrammet diagrammet) Huvudserien II Vandringen uppåt t längsl huvudserien beror påp att H omvandlas till He. Luminositet Medelmolekylvikten (µ)( ökar då och det gastryck (P g ) kärnan utövar minskar enligt ideala gaslagen (P g 1/ 1/µ). Hög Teff Låg Teff Kärnan trycks ihop och hettas upp och fusionsprocesserna snabbas upp. När vätet tar slut När r vätet v i kärnan k börjar b ta slut sänks s energiproduktionen Den hydrodynamiska jämvikten rubbas och kärnan (nu nästan n enbart He) ) pressas samman av stjärnans egen tyngd När vätet tar slut Kärnan blir sås het att förbränning av H startar i ett skal runt kärnan. k Stjärnan lämnar l huvudserien och rör r r sig uppför r röda r jättegrenen. j 5

6 Röda jättegrenen I och med att H tagit slut i kärnan och att skalförbr rbränning av H gjort kärnan allt tyngre, kontraherar den allt mer, vilket ökar temperaturen ytterligare. Skalet expanderar Stjärnan blir större (jätte) Högre luminositet & lägre temperatur Helium-flash När r temperaturen nått n ca 10 8 K startar Heförbränning i kärnan k (3-α processen). För r stjärnor med M< M inleds detta med en He-flash flash. Helium-flash II Ideala gaslagen slutar att gälla. Temperaturen kan stiga okontrollerat utan att trycket påverkas. p Halva mängden m helium i kärnan omvandlas till kol på ca 10 s Energi motsvarande ca 1 miljard stjärnor av solens typ utsänds Horisontalgrenen Vid högre h temperatur blir gasen ideal igen. Kärnan expanderar och kyls, energiproduktionen minskar och stjärnan rör r sig utefter horisontalgrenen. Asymptotiska jättegrenen Till slut tar He slut i kärnan och samma procedur upprepas. Skalförbr rbränning av He gör stjärnan röd r d och för f r den uppför r asymptotiska jättegrenen där d även skalförbr rbränning av H fortsätter. tter. Planetarisk nebulosa / Vit dvärg För r en stjärna av solens massa är r slutet nu nära. n Den blir inte tillräckligt het i kärnan k för f r att kol ska börja b förbrf rbrännas via CNO-cykeln cykeln. 6

7 Planetarisk nebulosa / Vit dvärg II Planetarisk nebulosa / Vit dvärg III Stjärnan blir instabil och genomgår r en fas av termiska pulser innan den kastar ut sina ytterdelar. Gasen som kastas ut kallas planetarisk nebulosa. Kärnan benämns nu vit dvärg. Planetarisk nebulosa Vita dvärgar Livstider påp huvudserien (sid( 360) Sambandet mellan massa och livstid på huvudserien Massa (M( ) (Solen) T eff (K) Luminositet (L ) Tid (i 10 6 år) t Μ Utvecklingen för f r mer massiva stjärnor I Stjärnor med högre h huvudseriemassor än solens blir hetare i kärnan. k Partiklarna har högre h rörelseenergi relseenergi atomkärnornas Coulomb- krafter kan övervinnas och tyngre atomkärnor kan genomgå fusion. Gränsen går g r vid 26 Fe 56 som är r en stabil isotop, så starkt bunden att ingen mer energi kan utvinnas. Utvecklingen för f r mer massiva stjärnor II Högmassiva stjärnor rör r r sig nästan horisontellt i HR- diagrammet efter huvudserien. Orsak? Konvektiv kärna k Snabb blandning av grundämnena som snabbt förbrf rbränns Snabb utveckling, T eff minskar Lägre luminositet. Kompenseras av större radie (R( eff ) Högre luminositet (L=4πσ πσr 2 T 4 eff ). 7

8 Ett typiskt HR-diagram Massiva stjärnor kan explodera som supernovor Luminositet Yttemperatur 8