Orienteringskurs i astronomi Föreläsning 5, 2014-09-15 Bengt Edvardsson Med litet mer detaljer än vad jag hann med på föreläsningen. Kap 6. Solen är en stjärna. För Solen gäller (sid. 145): I kärnan är temperaturen ca 15 miljoner Kelvin (eller grader C). Temperaturen och gastrycket är så höga att termonukleära fusionsprocesser startar (atomkärnor slås ihop pga den höga temperaturen och därmed höga kollisionshastigheterna). I Solen omvandlas främst väte (H) till helium (He). 600 miljoner ton väte omvandlas till helium varje sekund. 4,2 miljoner ton (0,7%) omvandlas till energi (E= mc2 enligt Einstein) och motsvarar solens utstrålade effekt, 3,86 1026 W. Tre viktiga termonukleära fusionsprocesser: Proton-proton kedjan (sid. 146), gör fyra H till en He plus energi: Vätekärnor (H, protoner) omvandlas till helium (He = alfa-partiklar) plus energi. Nettoreaktion: 4 1H1 2He4 + energi. Effektivast för temperaturer 10-17 miljoner K. CN-cykeln eller CNO-cykeln (kol-kväve-syre-cykeln), gör också fyra H till en He plus energi i en katalytisk process (4 protoner in, 1 He-kärna (=alfapartikel) ut): OBS! Kräver att kol eller kväve finns närvarande (vilket det gjort i alla stjärnor utom i den allra första generationen) 4 1H1 2He4 + energi. Dominerar väteförbränningen om temperaturen är större än ca 17 miljoner K. (C och N fungerar som katalysator.) Proton-proton-kedjan eller CN-cykeln står för all energiproduktion för stjärnor på huvudserien (=dvärgstadiet), d v s under 80-90% av stjärnornas liv. I detta skede sker väteförbränningen i centrum av stjärnan.
Trippel-alfa-processen (3α), gör He till C när allt H är slut och omvandlats till He och dvärgstjärnan utvecklats till en jättestjärna: Totalt 3 st 2He4-kärnor (α-partiklar) bygger upp en 6C12 (kol). Senare kan eventuellt ytterligare en α-partikel ge 8O16 (syre). T 100 miljoner K. 3α-processen tar över i toppen av jättestadiet, när huvudseriestadiet sedan länge är slut och den växande kärnan i stjärnan bara består av rent helium. Fortfarande fås i början den mesta energin från väteförbränning i ett skal utanför heliumkärnan. Energitransport i stjärnor Energi strömmar alltid från varma till kallare områden. Energin som alstras i stjärnors inre strålas ut från ytan. Den transporteras till ytan på tre olika sätt (sid. 147):
* Strålning (tar ca en miljon år för energin att nå solytan). Fotonerna bär energin. Effektivt när gasen är relativt transparent. * Konvektion (uppstår när gasen är mycket ogenomskinlig och strålningstransporten ineffektiv eller vid stora temperaturskillnader mellan närliggande skikt i stjärnan. Gasen kommer i kokning ). Hetare gas strömmar uppåt och kallare gas neråt. Gasströmmar bär energin. I solen sker detta nära ytan där gasen bara är delvis joniserad och joner kan absorbera ljus effektivt. * Ledning (i t.ex. vita dvärgar och neutronstjärnor, fungerar precis som i en silversked som står i hett kaffe). Elektronerna kan röra sig långt och ta med sig rörelseenergi med sina höga hastigheter. Effektivt även i solens tunna (och normalt osynliga) korona där elektroner följer magnetfältslinjerna. Solen (sid. 148) Solen består av tre zoner: Termonukleära kärnan(från 0 till 0,25 RSol) Strålningszonen(från 0,25 till 0,75 RSol) Konvektiva zonen(från 0,75 till 1 Rsol). Eftersom gastrycket och densiteten är lägst vid ytan innehåller den bara ett par % av solens massa. Solens atmosfär består av tre skikt Fotosfären (tjocklek 300 km, T 6000 K) Det vi ser med blotta ögat. Konvektion orsakar de s.k. granulationskornen man ser i fotosfären. (Se Bild 6.3 och 6.1) Kromosfären (tjocklek 2000 km, 10000 K) Mycket ljussvag, dränks normalt av fotosfärens ljus. Kan ses som en tunn rosa ring runt Solen under solförmörkelser. Färgen kommer framförallt från emission i vätets första linje i Balmerserien: Hα vid (656,3 nm).
Koronan (mycket variabel och osymmetrisk, 106 km, 106 K) Vid hög solaktivitet kastar koronan ut extra mycket solvind d.v.s. joner och elektroner. Solen är som mest aktiv ca. vart 11e år då solfläckscykeln är i maximum. Strålar mest i röntgenstrålning. Se t ex http://apod.nasa.gov/apod/ap060407.html (Kollad OK 2014-09-16). Solfläckar och solfläckscykeln (sid. 151) Fjärilsdiagram, Bild 6.9 Solfläckarnas 22-årscykel, Bild 6.10. Solfläckar och solfläckscykeln (sid. 151) Babcocks magnetdynamiska modell: Bild 6.11. Solfläckarna (och stjärnfläckarna!) bildas där magnet-fältet bryter genom ytan. De är mörkare eftersom temperaturen är lägre i dessa områden där magnetfältet hindrar varma granulations-/konvektions-celler att ersätta värme som strålas ut i rymden. Koronans höga temperatur Tros uppkomma genom elektromagnetiska urladdningar då magnetfältslinjerna kommer för nära varandra och smälter samman och genom att vågor i magnetfältslinjerna från konvektionen når ut i den tunna koronan och häftigt vispar runt gasen i magnetiska tornados. (Förra sommaren var en Uppsalaastronom, Jaime de la Cruz Rodriguez, medförfattare till en Nature-artikel om dessa magnetiska virvelstormar, se http://www.solartornado.info/ Kollad OK 2014-09-16, den baserades på observationer med det svenska solteleskopet på La Palma) Solfläcksloopar, Bild 6.12. En stjärnas inre Mängden H och He i solens kärna, då och nu: (Bild 6.13). Bilden visar viktsprocent H & He inte antal atomer av varje slag. Solen har gjort slut på ca hälften av det väte den kan förbränna under sitt
huvudserieliv. OBSERVERA att här i boken anges att solen från början bestod av 75% väte och 25% helium men detta är viktsprocent. När jag säger 90% och 10% menar jag antalet atomer. En heliumatom har ju nästan 4 gånger högre massa än en väteatom. En solliknande stjärnas utveckling (sid. 154) En stjärna tillbringar 80-90% av sin livstid på huvudserien (= dvärgstadiet). Under denna fas förflyttar sig stjärnan sakta uppåt från huvudserien. Det beror på att H omvandlas till He i centrum, medelmolekylvikten ökar och gastrycket minskar enligt ideala gaslagen (Pg 1/µ). 8 partiklar [4 protoner och 4 elektroner] blir 3 [1 heliumkärna och 2 elektroner]. Kärnan trycks ihop och hettas upp och fusionsprocesserna snabbas upp. Till slut (för Solen om ca 5 miljarder år) är vätet slut i kärnan som då består av nästan rent helium och börjar dra ihop sig ytterligare när inga kärnreaktioner sker. Frigjord gravtiationsenergi hettar då upp kärnan. Kärnan blir snart så het att förbränning av H startar i ett skal runt kärnan (CNO-cykeln), stjärnan lämnar huvudserien och rör sig uppför röda jättegrenen genom att ytterlagren sväller upp och svalnar: Uppåt till höger i HR-diagrammet. Heliumkärnan tilltar i massa av vätet som förbränns runtom och kontraherar allt mer, kärnans temperatur ökar ytterligare. När temperaturen till sist nått ca. 100 miljoner K och stjärnan nått toppen på röda jättegrenen startar He-förbränning i kärnan genom 3α processen. För stjärnor med M < 1,5 MSolinleds detta med en He-flash: Sammanpressningen är enorm, elektronerna är degenererade (Paulis uteslutningsprincip), temperaturen kan stiga okontrollerat utan att trycket påverkas, en runaway-effekt som kallas He-flash. I princip nästan exploderar kärnan i en serie detonationer, men ytterlagren dämpar effekten så att det inte syns på ytan. Vid den högre temperatur som blir resultatet blir gasen ideal igen, kärnan
expanderar och kyls, energiproduktionen blir stabil (He C (+O) i kärnan och H He i ett skal längre ut). Stjärnans ytlager krymper en del och stjärnan lägger sig på horisontalgrenen, se bild 6.14. Där ligger den under det mesta av livets slutskede. Till slut tar He slut i kärnan som då består av C och O. Kärnan krymper ihop och hettas upp. He tänds i ett skal runt kärnan. Skalförbränning av H i ett yttre skal sker omväxlande med He i ett inre skal. Förbränningstakten ökar hela tiden och luminositeten ökar ytterligare. Stjärnan sväller upp igen, blir rödare igen och rör sig uppför asymptotiska jättegrenen (AGB, Asymptotic Giant Branch). I centrum växer en kärna av kol och syre, askan av helium-förbränningen. För en stjärna med låg till medelstor massa (mindre än ca. 8 solmassor) är slutet nära, den blir inte tillräckligt het i kärnan för att kol ska börja förbrännas till tyngre grundämnen. Kolkärnan bara växer. Stjärnan blir instabil och genomgår en fas av termiska pulser (med en period på några tusen år) innan den blåser ut sitt ytterhölje i en supervind. Gasen som strömmat ut kallas en Planetarisk Nebulosa (en sorts emissionsnebulosa, Bild 5.1 sid 130 och Göran visade er nog en annan i går) och syns under några tiotusental år medan den expanderar, svalnar och tunnas ut, kärnan benämns nu vit dvärg, har ett svartkroppsspektrum som toppar i det ultravioletta våglängdsområdet, är stor som Jorden och svalnar sakta under flera miljarder år. I nebulosans spektrum kan man se emissionslinjer av alla nya atomslag som skapats i stjärnans AGB-fas (många fler än vad som nämnts här). Den vita dvärgen ger ett nästan perfekt svartkroppsspektrum.