Översiktskurs i astronomi Ö versiktskurs i astronomi Lektion 7: Solens och stj
Lektion 7: Solens och stjä ärnornas rnornas energiproduktion samt utveckling energiproduktion samt utveckling
Upplä Uppl ägg gg
Energiprocesser i stjEnergiprocesser i stjäärnorrnor
Energitransport i stjEnergitransport i stjäärnorrnor
Solens uppbyggnadSolens uppbyggnad
SolflSolflääckarckar
Solliknande stjSolliknande stjäärnors utvecklingrnors utveckling
HuvudserienHuvudserien
RRööda jda jäättegrenenttegrenen
HeliumHelium--flashflash
HoristontalgrenenHoristontalgrenen
Asymptotiska jAsymptotiska jäättegrenenttegrenen
Planetarisk nebulosa / vit dvPlanetarisk nebulosa / vit dväärgrg
Utvecklingen fUtvecklingen föör mer massiva stjr mer massiva stjäärnorrnor
Solen
Solen ä är en stj r en stjä ärna rna
Sammanfattning av solens egenskaper:
Sammanfattning av solens egenskaper:
I kI käärnan rnan äär temperaturen ca. 16 miljoner Kelvin (1K= r temperaturen ca. 16 miljoner Kelvin (1K= --272 272 grader C). Temperaturen
grader C). Temperaturen äär sr sååhhöög att termonukleg att termonukleäära ra fusionsprocesser startar
fusionsprocesser startar ––d.v.s. läd.v.s. lättare atomkttare atomkäärnor slrnor slåår ihop r ihop sig till tyngre.
sig till tyngre.
I solen omvandlas fr
I solen omvandlas fräämst vmst vääte (te (HH) till helium () till helium (22HeHe44). 600 ). 600 miljoner ton v
miljoner ton vääte omvandlas till helium te omvandlas till helium varje sekundvarje sekund. 4,2 . 4,2 miljoner ton omvandlas till energi (E= mc
miljoner ton omvandlas till energi (E= mc22enligt Einstein) enligt Einstein) och motsvarar 3,86 10
och motsvarar 3,86 102626W.W.
Vid solens yta (fotosf
Vid solens yta (fotosfäären) ren) äär temperaturen r temperaturen ””barabara””ca. ca.
6000K.
6000K.
Tre termonukle
Tre termonukleä ära fusionsprocesser ra fusionsprocesser
Proton-Proton-proton kedjan (proton kedjan (sidsid304):304):
VVääte (te (HH) omvandlas till helium () omvandlas till helium (HeHe) plus energi. ) plus energi.
Nettoreaktion: 4
Nettoreaktion: 411HH11→→22HeHe44+ energi. Effektiv fö+ energi. Effektiv för r temperaturer
temperaturer TTcc≥≥1010--16 miljoner K.16 miljoner K.
CNO-CNO-cykeln:cykeln:
OBS! Kr
OBS! Krääver att kol redan finns nver att kol redan finns näärvarande. rvarande.
Bygger:
Bygger: 77N, N, 88O, O, 99FF... (d.v.s. kv... (d.v.s. kvääve, syre, ve, syre, fluor osv.).
fluor osv.). TTcc≥≥10-10-20 miljoner K.20 miljoner K.
Trippel
Trippel--alfaalfa(3-(3-αα) processen () processen (sidsid364-364-365):365):
Totalt tre
Totalt tre 22HeHe44-k-käärnor (rnor (αα--partiklar) bygger upp partiklar) bygger upp t.ex.:
t.ex.: 66CC1212, , 88OO1616, , 1010NeNe2020, , 1212MgMg24 24 (d.v.s. kol, syre, (d.v.s. kol, syre, neon och magnesium).
neon och magnesium). TTcc≥≥100 miljoner K.100 miljoner K.
Tre termonukle
Tre termonukleä ära fusionsprocesser ra fusionsprocesser Energitransport i stjä Energitransport i stj ärnor rnor
Energin som alstras i stj
Energin som alstras i stjäärnors inre transporteras till rnors inre transporteras till ytan p
ytan pååtretreolika solika säätt:tt:
Ledning (i t.ex. vita dväLedning (i t.ex. vita dvärgar).rgar).
StråStrålninglning
Konvektion (uppståKonvektion (uppstår vid stora temperaturskillnader r vid stora temperaturskillnader mellan n
mellan näärliggande vertikala skikt i stjrliggande vertikala skikt i stjäärnor. Energin rnor. Energin
””bubblarbubblar””upp mot ytan).upp mot ytan).
Solen Solen
Solen bestSolen beståår av tre zoner:r av tre zoner:
TermonukleTermonukleäära kra käärnan rnan (fr(fråån 0 till 0,25Rn 0 till 0,25R))
StrStråålningszonenlningszonen(fr(fråån n 0,25 till 0,75 R 0,25 till 0,75 R))
Konvektiva skalet (frKonvektiva skalet (fråån n 0,75 till 1 R
0,75 till 1 R))
Solens yttre best
Solens yttre bestå år av tre skikt r av tre skikt Inifr
Inifrå ån och ut: n och ut:
Fotosfä Fotosf ären (tjocklek ren (tjocklek
≈≈300 km, T 300 km, T
≈≈6000 K) 6000 K)
Kromosfä Kromosf ären ( ren (
≈≈2000 km, 2000 km,
≈≈10000 K) 10000 K)
Koronan ( Koronan (
≈≈10 10
66km, km,
≈≈10 10
66K) K)
Fotosf Fotosfä ären ren
FotosfäFotosfären (tjocklek ren (tjocklek ≈≈≈≈≈≈≈≈
300 km, T
300 km, T ≈≈≈≈≈≈≈≈6000 K)6000 K)
Kromosf Kromosfä ären ren
KromosfäKromosfären (ren (≈≈≈≈≈≈≈≈2000 2000 km,
km, ≈≈≈≈≈≈≈≈10000 K)10000 K)
Koronan Koronan
Koronan (Koronan (≈≈≈≈≈≈≈≈101066km, km, ≈≈≈≈≈≈≈≈101066K)K)
Solvind
Solen i andra v
Solen i andra vå ågl glä ängdsband ngdsband
UV vid 195 UV vid 195 ÅÅ (SOHO) (SOHO)
RRööntgenntgen ( (SkylabSkylab))
Prominens eller Protuberans
Solfl
Solflä äckar och solfl ckar och solflä äckscykeln ckscykeln
FjäFjärilsdiagramrilsdiagram
latitud latitud
Solfl
Solflä äckar och solfl ckar och solflä äckscykeln ckscykeln
Solfl
Solflääckarnas 22ckarnas 22-- års cykelårs cykel
Solfl
Solflä äckar och solfl ckar och solflä äckscykeln ckscykeln
BabcocksBabcocksmagnetdynamiska modell:magnetdynamiska modell:
Solfl
Solflääckarna (och stjckarna (och stjäärnflrnflääckarna!) bildas dckarna!) bildas däärr magnetf
magnetfäälten bryter genom ytan. De lten bryter genom ytan. De äär mr möörkare eftersomrkare eftersom temperaturen
temperaturen äär lr läägre i dessa omrgre i dessa områåden.den.
Koronans h
Koronans hö öga temperatur ga temperatur
Tros uppkomma genom Tros uppkomma genom elektriska urladdningar d elektriska urladdningar dåå magnetf
magnetfäältslinjerna kommerltslinjerna kommer föför nr näära varandra.ra varandra.
Kärnan Strålningstryck samt gastryck
från termonukleära fusions- processer i kärnan
Fotosfären
Kring kärnan finns skalet som har varierande tjocklek
Det pågår hela tiden en kamp mellan utåt- riktad tryckkraft och inåtriktad gravitations- kraft
Hydrostatisk jämvikt råder om tryckkraften balanserar gravita- tionskraften
En stj
En stjä ärnas inre: Hydrostatisk j rnas inre: Hydrostatisk jä ämvikt mvikt
En
En sollik sollik stj stjä ärnas utveckling rnas utveckling
Ideala
Ideala gaslagen gaslagen
H T P k
µ
= ρ
P = P = GasensGasenstrycktryck
ρρ= = GasensGasensdensitetdensitet
T = T = GasensGasenstemperaturtemperatur
k = k = BoltzmannsBoltzmannskonstantkonstant
µµ= = MedelmolekylviktenMedelmolekylvikten
H = H = AtomiskAtomiskmassenhetmassenhet≈≈vväätektekäärnansrnansmassamassa
Kemisk
Kemisk sammansä sammans ättning ttning
X = X = Viktandel Viktandel vä v äte te
Y = Y = Viktandel Viktandel helium helium
Z = Z = Viktandel Viktandel av av grund grundä ämnen mnen med h med hö ögre gre atomtal
atomtal än ä n helium (“ helium ( “Metaller Metaller” ”) )
M
Mä ängden H och ngden H och He He i k i kä ärnan, d rnan, då å och nu och nu Huvudserien I Huvudserien I
En stjäEn stjärna tillbringar ungefrna tillbringar ungefäär r 90% av sin livstid p
90% av sin livstid pååhuvud-huvud- serien
serien..
Under denna fas föUnder denna fas förflyttar rflyttar sig stj
sig stjäärnan sakta upprnan sakta uppååt t lälängs huvudserien.ngs huvudserien.
Hertzsprung
Hertzsprung- -Russel Russel- -diagrammet diagrammet ( (ofta ofta HR- HR -diagrammet diagrammet) )
Luminositet
Huvudserien II Huvudserien II
Vandringen upp Vandringen uppååt lt läängsngs huvudserien beror p huvudserien beror pååatt Hatt H omvandlas till
omvandlas till HeHe. . Medelmolekylvikten ( Medelmolekylvikten (µ)µ)öökar kar ddååoch det gastryck (Poch det gastryck (Pgg) ) kkäärnan utrnan utöövar minskar enligtvar minskar enligt ideala
ideala gaslagengaslagen(P(Pgg∝∝1/1/µµ). ).
KKäärnan trycks ihop och hettasrnan trycks ihop och hettas upp och fusionsprocesserna upp och fusionsprocesserna snabbas upp.
snabbas upp.
Nä N är r vä v ätet tet tar slut tar slut
Nä N är v r vä ätet i k tet i kä ärnan b rnan bö örjar rjar ta slut s
ta slut sä änks nks energiproduktionen energiproduktionen
Den hydrodynamiska Den hydrodynamiska j
jä ämvikten rubbas och mvikten rubbas och kä k ärnan (nu n rnan (nu nä ästan stan enbart
enbart He He) pressas ) pressas samman av stj
samman av stj ärnans ä rnans egen tyngd
egen tyngd
N Nä är r vä v ätet tet tar slut tar slut
K Kä ärnan blir s rnan blir så å het att het att f fö örbr rbrä änning av H startar nning av H startar i ett skal runt k
i ett skal runt kä ärnan. rnan.
Stj
Stjä ärnan l rnan lä ämnar mnar huvudserien och r huvudserien och rö ör sig r sig uppf
uppfö ör r r rö öda j da jä ättegrenen. ttegrenen.
Rö R öda da jä j ättegrenen ttegrenen
I och med att H tagit slut i I och med att H tagit slut i kkäärnan och att rnan och att
skalf
skalföörbrrbräänning av H gjort nning av H gjort kkäärnan allt tyngre, rnan allt tyngre, kontraherar den allt mer, kontraherar den allt mer, vilket
vilket öökar temperaturen kar temperaturen ytterligare.
ytterligare.
Skalet expanderar Skalet expanderar →→ Stj
Stjäärnan blir strnan blir stöörre (jrre (jäätte) tte)
→→HHöögre luminositet & gre luminositet &
l
läägre temperaturgre temperatur
Helium
Helium- -flash flash
N Nä är temperaturen n r temperaturen nå ått tt ca 10
ca 10
88K startar K startar He He- - f fö örbr rbrä änning nning i kä i k ärnan rnan (3
(3- -
ααprocessen). processen) .
F Fö ör stj r stjä ärnor med rnor med M< 2
M< 2- -3 M 3 M
inleds detta inleds detta med en
med en He He- -flash flash. .
Helium
Helium- -flash II flash II
Ideala Ideala gaslagen gaslagen slutar att slutar att g gä älla. Temperaturen kan lla. Temperaturen kan stiga okontrollerat utan att stiga okontrollerat utan att trycket p
trycket på åverkas. verkas.
Halva m Halva mä ängden helium i ngden helium i k kä ärnan omvandlas till kol rnan omvandlas till kol p
på å ca 10 s ca 10 s
Energin motsvarande Energin motsvarande ca 1 miljard
ca 1 miljard st stä ärnor rnor av av solens typ uts
solens typ utsä änds nds
Horisontalgrenen Horisontalgrenen
Vid h Vid hö ögre temperatur gre temperatur blir gasen ideal igen.
blir gasen ideal igen.
K Kä ärnan expanderar rnan expanderar och kyls,
och kyls,
energiproduktionen energiproduktionen minskar och stj minskar och stjä ärnan rnan r rö ör sig utefter r sig utefter horisontalgrenen.
horisontalgrenen.
Asymptotiska
Asymptotiska j jä ättegrenen ttegrenen
Till slut tar HeTill slut tar Heslut i slut i käkärnan och samma rnan och samma procedur upprepas.
procedur upprepas.
SkalföSkalförbrrbräänning av nning av HeHeggör ör stj
stjäärnan rrnan rööd och fd och föör den r den uppf
uppföör asymptotiska r asymptotiska j
jäättegrenen dttegrenen däär r ääven ven skalf
skalföörbrrbräänning av H nning av H forts
fortsäätter.tter.
Planetarisk
Planetarisk nebulosa nebulosa / Vit / Vit dvä dv ärg rg
Fö F ör en stj r en stjä ärna av rna av solens massa
solens massa ä är slutet r slutet nu n
nu nä ära. ra.
Den blir inte tillrä Den blir inte tillr äckligt ckligt het i k
het i kä ärnan f rnan fö ör att kol r att kol ska b
ska bö örja f rja fö örbr rbrä ännas nnas via
via CNO CNO- -cykeln cykeln. .
Planetarisk
Planetarisk nebulosa nebulosa / Vit / Vit dvä dv ärg rg II II
Stjä Stj ärnan blir instabil rnan blir instabil och genomg
och genomgå år en fas r en fas av termiska pulser av termiska pulser innan den kastar ut innan den kastar ut sina
sina ytterdelar ytterdelar. .
Gasen som kastas ut Gasen som kastas ut kallas planetarisk kallas planetarisk nebulosa.
nebulosa.
Kä K ärnan ben rnan benä ämns nu mns nu vit dv
vit dvä ärg. rg.
Planetarisk
Planetarisk nebulosa nebulosa / / Vit Vit dv dvä ärg rg III III
Planetarisk nebulosa Vita dvärgar
Livstider p
Livstider på å huvudserien (sid huvudserien ( sid 360) 360)
200 000 200 000 0.030.03
40004000 0.500.50
15 000 15 000 0.50.5
50005000 0.750.75
10 000 10 000 1
1 6000
6000 1.0 (Solen) 1.0 (Solen)
3000 3000 5
5 7000
7000 1.5
1.5
500 500 60
60 11 000
11 000 3
3
1515 10 000
10 000 30 000
30 000 1515
33 80 000 80 000 35 000
35 000 2525
Tid (i 10 Tid (i 1066år)år) Luminositet
Luminositet (
(LL)) T
Teffeff(K)(K) Massa (
Massa (MM))
Sambandet
Sambandet mellan mellan massa massa och och livstid
livstid på p å huvudserien huvudserien
Μ 2.5
∝ 1
t
Utvecklingen f
Utvecklingen fö ör mer massiva stj r mer massiva stjä ärnor I rnor I
StjStjäärnor med hrnor med höögre huvudseriemassor gre huvudseriemassor ään n solens blir hetare i k
solens blir hetare i käärnan. Partiklarna har hrnan. Partiklarna har höögre gre rörörelseenergi relseenergi →→atomkatomkäärnornas rnornas CoulombCoulomb-- krafter kan
krafter kan öövervinnas och tyngre atomkvervinnas och tyngre atomkäärnor kan rnor kan genomg
genomgååfusion.fusion.
GräGränsen gnsen gåår vid r vid 2626FeFe5656som som äär en stabil isotop, r en stabil isotop, s
sååstarkt bunden att ingen mer energi kanstarkt bunden att ingen mer energi kan utvinnas.
utvinnas.
Utvecklingen f
Utvecklingen fö ör mer massiva stj r mer massiva stjä ärnor II rnor II
HHöögmassivagmassivastjstjäärnor rrnor röör sigr sig n
näästan horisontellt i HRstan horisontellt i HR-- diagrammet efter huvudserien.
diagrammet efter huvudserien.
Orsak?
Orsak?
Konvektiv k Konvektiv käärna rna ⇒⇒ Snabb blandning av grund Snabb blandning av grundäämnena mnena som snabbt f
som snabbt föörbrrbräänns nns ⇒⇒ Snabb utveckling,
Snabb utveckling, TTeffeffminskar minskar ⇒⇒ L
Läägre luminositet. Kompenseras av gre luminositet. Kompenseras av st
stöörre radie (rre radie (RReffeff) ) ⇒⇒
HöHögre luminositet (L=4gre luminositet (L=4πσπσRR22TTeffeff44))..
Ett typiskt
Ett typiskt HR HR- -diagram diagram
Yttemperatur
Luminositet
