Transcript Astroprosjekt i Fysikk (1) Anders-Henrik

Med døden til følge den spektakulære slutten på en stjernes liv
Anders Ajer, Henrik Krogsrud, Espen Hovland Bø vgs Telemark Februar 2014
Stjerner er på mange måter litt som levende organismer. De blir født, de vokser opp og de
dør. Fødselen til en stjerne er en svært langsom prosess, der enorme støvskyer som
kollapser under sin egen tyngde danner fødestedet til en ny stjerne. Døden til en stjerne er
også en relativt langsom prosess, men bare i begynnelsen. Mot slutten av stjernens
sluttstadium kan nemlig stjernen eksplodere til en spektakulær supernova, eller den kan
implodere og forme et svart hull.
Når en stjerne går over til sluttstadiet sitt er det flere ulike måter den kan ende sitt liv som stjerne
på. Hvilken måte den dør på, avhenger i stor grad av stjernens masse. Selve døden til stjernen
foregår ofte i faser, og det er flere ulike prosesser som inngår i løpet av en stjernes slutt. En
stjerne utvikler seg i forskjellige stadier, der sluttstadiet gir en sensasjonell avslutning på
stjernenes liv. Enkelte av disse stadiene kalles for hvite dverger, supernovaer, nøytronstjerner og
svarte hull, og disse kan inntreffe rett før og etter en stjernes død. Denne artikkelen skal forklare
disse ulike stadiene, fra når stjernen blir til en rød kjempe, til stjernen destruktivt komprimeres,
imploderer, til et svart hull.
Rød kjempe
Kreftene som driver alle stjernenes energiproduksjon er fusjon. I hoveddelen av stjernes liv er
det hydrogen som fusjonerer i stjernens kjerne og danner helium. Energien som frigjøres i disse
reaksjonene er enorm, og det er dette som gjør at stjernene har så høye temperaturer og skinner
så sterkt som de gjør.
Når disse fusjonsprosessene har pågått over svært lang tid(for en stjerne på solas størrelse er
dette etter rundt 10 milliarder år), skjer det endringer i stjernens kjernesammensetning. På dette
tidspunktet har nesten alt hydrogenet i kjernen fusjonert til helium, og energiutstrålingen i
kjernen minker. Det fører til at kjernen ikke lenger kan stå i mot sin egen tyngdekraft, og den blir
presset sammen. Temperaturen er likevel høy nok til at fusjonen i de ytre lagene kan fortsette, og
hydrogen fortsetter å fusjonere utenfor kjernen. Dette fører igjen til dannelse av helium, som
samler seg i lag utenfor kjernen, innenfor de ytre lagene. Stjernen har nå blitt en rød kjempe.
Stjernen har nå også gått ut av hovedserien, og opp mot høyre(til “giants”) i HertzsprungRussell-diagrammet avbildet nedenfor. Dette diagrammet er en måte å organisere stjerner etter
deres størrelse, luminositet, overflatetemperatur og levetid.
Side 1
Som man kan se av HR-diagrammet, har luminositeten(utstrålt effekt) økt. Stjernens størrelse har også økt kraftig.
(Lenke til en animert .gif av et HR-diagram: http://abyss.uoregon.edu/~js/images/hrevolv.gif )
Ettersom laget av helium utenpå kjernen vokser, og kjernen fortsetter å krympe, øker
energiutstrålingen til stjernen. Dette medfører at temperaturen til kjernen øker, og når
kjernetemperaturen er rundt 100 millioner K, stopper sammentrekningen av kjernen, og heliumet
i kjernen begynner å fusjonere til karbon. Denne reaksjonen kalles for trippel-alfa-prosessen, og
kan skrives slik: 3 He →
+
(3 He-atomer fusjonerer til C og frigjør gammastråling)
Stjerner med en masse på opptil 2-3 ganger vår egen sols masse(2-3Msol) vil oppleve en svært
rask fusjonering av He til C, noe som fører til at stjernen slipper ut enorme mengder energi, og
den utvider seg raskt. Temperaturen øker også kraftig, og vi kan se på fenomenet som en slags
Side 2
kjernefysisk bombe. Dette fenomenet kalles et heliumblaff, og varer i noen få timer før stjernen
igjen minker i størrelse. Stadiet som begynner etter heliumblaffet er rolig og langvarig.
Hvite dverger
En stjerne som har en masse som tilsvarer 8 solmasser(1,99*1030kg), eller mindre mens den er på
hovedserien, vil ende livet sitt som en hvit dverg. Slike stjerner vil mot slutten av rød kjempestadiet igjen øke kraftig i volum. Dette er fordi fusjonen i kjernen stopper opp, mens fusjonen i
de ytre lagene fortsetter. Da kollapser kjernen, mens de ytre lagene ekspanderer kraftig.
Tyngdekraften i de ytre lagene i stjernen vil da ikke lenger være sterk nok til å holde på disse
lagene, dermed blir overflatelagene blåst vekk fra resten av stjernen. Disse lagene kan
observeres som såkalt planetarisk tåke (se bildet).
Bildet er av den planetariske tåken Orionståken som du finner i stjernetegnet Orion
Sammentrekningene til resten av stjernen vil fortsette frem til tyngdekraften er avbalansert av
trykkrefter fra elektroner i plasma i stjernen. Plasma består av sterkt ioniserte gasser.
Tyngdekraften og trykket fra plasmaet kommer i balanse først ved en enorm tetthet av
elektroner, og tettheten i sentrum av en typisk hvit dverg kan være opptil 1000kg/cm3[1]
I en hvit dverg har fusjonen stoppet fullstendig opp, men likevel kan dvergen ha en svært høy
temperatur. Den hvite dvergen vil bruke flere milliarder av år på å kjøle seg ned, og når den hvite
dvergen ikke lenger har høy nok temperatur vil den slutte å gi fra seg synlig lys, og ende opp
som en svart dverg.
Side 3
Bildet viser hvordan en stjerne på hovedserien utvikler seg til en rød kjempe og en hvit dverg. Figuren er hentet fra
side 221 i Rom Stoff Tid, Cappelen Damm, 2007.
Supernova
Det finnes i all hovedsak to typer supernovaer. Disse kalles supernova type 1a og type II, og
dannes på ulike måter.
For at en supernova av type 1a skal dannes, må en hvit dverg være nærliggende en annen stjerne.
Dette kalles binære stjerner, og er ikke uvanlig i universet. De to binære stjernene roterer rundt
hverandre, og gravitasjonskreftene til den hvite dvergen trekker gradvis til seg deler av
nabostjernens innhold. Dette fører til at dvergens masse øker. Når så den hvite dvergens masse
når Chandrasekhar-grensen, altså når den er større enn 1,4Msol(solmasser), skjer det noe
dramatisk. Den hvite dvergen kollapser, fordi det ikke er noen energiproduksjon i dvergens
kjerne som kan motvirke den tilførte massens tyngdekraft. I tillegg øker overflatetemperaturen til
dvergen kraftig. Dette resulterer i at kjernefysiske reaksjoner i dvergen starter opp igjen, og løper
fullstendig løpsk. Dette skjer så fort at hele den hvite dvergen eksploderer, omtrent som en
enorm kjernefysisk bombe. Etter eksplosjonen vil supernovaen lyse kraftig opp i opptil flere
uker[2] , og store mengder stoff og stråling sendes ut i rommet.
Siden type 1a-supernovaer inntreffer når hvite dverger har en masse som tilsvarer omtrent 1,4
solmasser, har flesteparten av disse nokså lik utstrålt effekt(luminositet). Dette kan vi bruke når
vi skal sammenligne utstrålte effekter og avstander fra andre himmellegemer.
En type II-supernova dannes på en litt annen måte enn en type 1a, og det er stjernens masse som
avgjør om stjernen vil være i stand til å danne en type II-supernova. Dersom stjernen har en
masse som er mye større enn solas masse, fra 8 solmasser og tyngre, kan den danne en type IIsupernova. Utviklingen stjernen gjennomgår mot slutten av hovedserien er likevel ganske
forskjellig fra hvordan mindre stjerner ender livene sine: Den massive stjernen vil, som sine
Side 4
mindre himmellegemer, gjennomgå fusjonsprosesser som fører til dannelse av karbon i kjernen.
Dette vil likevel ikke føre til at fusjonene stopper, fordi stjernens tyngdekraft vil bli så sterk at
kjernen trekker seg sammen, noe som fører til at temperaturen i kjernen øker kraftig.
Temperaturen blir så høy at karbonkjernene i sentrum av stjernen fusjonerer til blant annet
magnesium og neon. Kjernen vil så trekke seg sammen en gang til, og temperaturen vil igjen
stige. Da kan flere tyngre grunnstoffer, slik som jern, dannes. Det dannes likevel ingen
grunnstoffer som er tyngre enn jern i disse prosessene.
Utover i de ytterliggende lagene vil ulike, men lignende fusjonsprosesser foregå. Disse
prosessene vil dog ikke danne like tunge grunnstoffer som i kjernen, men i stedet danne
forskjellige lettere grunnstoff som eksempelvis silisium, svovel og oksygen. Alle disse
prosessene fører til at stjernen får en løklignende struktur, med en kjerne av jern med svært høy
temperatur, og gradvis lettere grunnstoff utover i lagene.
Etter hvert som fusjoneringen i kjernen danner mer og mer jern, vil kjernen bli tyngre. Når
massen til sentrum av stjernen(som i all hovedsak består av jern), passerer 1,4 solmasser, vil det
ikke lenger frigjøres energi fra fusjonsprosesser i kjernen. Dermed kan ikke kjernen lenger stå i
mot gravitasjonskreftene til stjernen, og den vil kollapse.
Denne kollapsen tar mindre enn ett sekund, og den er så kraftig at elektronene i jernatomene i
kjernen presses inn i protonene i atomkjernene, og danner nøytroner. Kjernen har nå blitt en kule
bestående av nesten utelukkende nøytroner, og idet implosjonen stopper, blir stjernen ustabil og
eksploderer, til det man på jorden kan observere som en supernova type II. De aller kraftigste
supernovaene vil skinne så sterkt at de kan sees fra jorda, til og med på dagtid.
(Den nylig oppdagede supernovaen i M82 galaksen vises på mest intense i denne animasjonen:
http://media.skyandtelescope.com/images/m82-supernova-guido-anim.gif Denne kan bli sett fra jorden med et
enkelt teleskop resten av året.)
Nøytronstjerner - Pulsarer
Et av de avsluttende stadiene etter en supernova er nøytronstjerne, som består av kompakte rester
etter en supernovaeksplosjon. I en nøytronstjerne finner du frie nøytroner, elektroner,
elementærpartikler og atomkjerner, hvor de oppnår en roterende kraft på opptil 1000 ganger i
sekundet. Samtidig som nøytronstjernen roterer i stor fart sender den ut strålingsbunter med
radiobølger. Vi kan etter observasjoner studere slike stjerner hver gang disse radiobølgene treffer
jorden. De blir ofte kalt for pulsarer. Slike nøytronstjerner har en enormt tung masse, og er mer
kompakte enn hvite dverger. De oppdriver som vanlig en masse på 2-2.5 solmasser og en tetthet
på 10^18 kg/m^3. Fra Rom, Stoff Tid (Fysikk 1)[3] finner vi eksempler på pulsarer, hvor den
kanskje mest berømte er pulsaren som kan bli funnet i krabbetåken.
Side 5
Bildet viser Krabbetåken, som er en supernovarest i stjernebildet Tyren. Her finnes en pulsar ved navn “NP 053 ”
Svarte hull
Dersom restene etter en type II-supernova tilsvarer mer enn mellom 2 og 2,5 solmasser, vil ingen
krefter være sterke nok til å motkjempe tyngdekreftene, og det vil da oppstå et svart hull.
Sammentrekning i det svarte hullet fortsetter og fortsetter helt til all masse er samlet i ett punkt,
og punktet vil da ha en enorm masse. Utenfor dette området vil gravitasjonskraften være utrolig
sterk, og den dominerer over alle andre krefter innenfor en viss avstand til dette punktet. Alt som
er innenfor dette området er en del av det svarte hullet, og tyngdekreftene i sentrum er så sterke
at ikke en gang lys slipper unna.
Mange detaljer rundt svarte hull er fortsatt uklare, og mye er ukjent om fenomenet. Astronomene
har kun hypoteser og ikke noen konkrete bevis på hvordan de fungerer. Én av måtene forskerne
kan studere de svarte hullene på, er ved å undersøke hvordan stjernene rundt beveger seg i
nærheten av det svarte hullet. Det kan blant annet fortelle mye om det svarte hullets masse. En
annen måte å undersøke svarte hull på, er å studere strålingen som sendes ut fra området rundt
dem. Et eksempel er røntgenstråling. Denne strålingen oppstår når ladninger akselereres kraftig,
på vei inn i det svarte hullet.
Side 6
Svarte hull er ikke sjeldne, men de er utrolig
vanskelige å observere direkte. Likevel har flere
svarte hull blitt oppdaget i vår egen galakse,
Melkeveien. Det største som er oppdaget i
Melkeveien, har en masse på omtrent 10
millioner solmasser, og ligger i sentrum av
galaksen. Dette supermassive svarte hullet
ligger svært nær strålingskilden Sagittarius A*
(fork. Sgr A*). Astronomer verden over er
enige om at de aller fleste spiralformede og
elliptiske galaksene i universet inneholder et
supermassivt svart hull i sentrum av galaksen.
B
i
l
d
e
t
Bildet viser et røntgenfotografi av Sagittarius A*
Konklusjon
En døende stjerne kan altså avslutte livsløpet sitt på flere ulike måter, og mye avgjøres av hvor
stor masse stjernen har. Den kan ende livet sitt sakte og relativt fredfullt som en hvit dverg, som
sakte kjølner og blir til en svart dverg, eller den kan ende tiden som stjerne ved en gigantisk
supernovaeksplosjon, og ende som en roterende og tettpakket nøytronstjerne. Hvis stjernen er
riktig stor, kan den også ende opp som et stort svart hull, som trekker til seg alt som passerer,
uten å nøle.
For mennesket på jorden kan det virke som om stjernene på nattehimmelen har vært uforandret
helt siden tidenes morgen, og at de heller aldri vil forandre seg i fremtiden. Men til tross for at
himmelen ikke har forandret seg merkbart i løpet av de siste tusen årene, er det mye som foregår
der ute i rommet. Ingenting varer evig, selv om livsløpene til stjernene er flere milliarder år
lange. Alt kommer til en ende, og stjerner er kanskje det som gir oss mennesker aller størst
forbløffelse, når deres tid som glødende gasskuler er over.
Referanser:
[1] - Rom Stoff Tid, Cappelen Damm, 2007, andre avsnitt side 222
[2] - http://science.nationalgeographic.com/science/space/universe/supernovae-article/
[3] - Rom Stoff Tid, Cappelen Damm, 2007, bilde og tekst midt på side 225,
Side 7
Kilder:
Rom Stoff Tid, Cappelen Damm, 2007
Universet - En reise gjennom rom og tid, Grøndahl Dreyer, 1993
Ferden mot det uendelige, Gordon Fraser, Egil Lillestøl, Inge Sellevåg, Stephen Hawking, 1995
Jorda og verdensrommet, Spektrum Forlag, 2006
Ergo - Fysikk 1, Aschehoug, 2013 (Utdelt ark, side 235)
Lenker:
Nettsteder:
http://www.nasa.gov/audience/forstudents/5-8/what-is-a-supernova.html#.UukaM_l5N8E (29.1.14)
http://en.wikipedia.org/wiki/Gravitational_collapse (29.1.14)
http://science.nationalgeographic.com/science/space/universe/supernovae-article/ (05.02.14)
http://en.wikipedia.org/wiki/Nuclear_fusion (29.1.14)
http://en.wikipedia.org/wiki/Sagittarius_A* (6.2.14)
http://en.wikipedia.org/wiki/Supermassive_black_hole (6.2.14)
http://snl.no/Krabbet%C3%A5ken (6.2.14)
Bilder:
http://www.nustar.caltech.edu/uploads/images/site/sgrAstar.jpg (6.2.14)
http://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/1/17/Hertzsprung-Russel_StarData.png (5.2.14)
http://www.wolaver.org/space/crab.jpg (6.02.14)
http://orkfys1.wikispaces.com/file/view/Stjerners_sluttstadier.png/310986760/864x366/Stjerners_sluttstadier.png
(6.2.14)
http://static.forskning.no/00/10/50/31/1137509214.7.jpgNone.full.JPG (6.2.14)
Animasjoner:
http://abyss.uoregon.edu/~js/images/hrevolv.gif (6.2.14)
http://media.skyandtelescope.com/images/m82-supernova-guido-anim.gif (6.2.14)
Kompetansemål for Fysikk 1 som dekkes av teksten
“Med døden tilfølge - Den spektakulære slutten på en stjernes liv”
Mål for opplæringen er at eleven skal kunne:
● Moderne fysikk
○ Beskrive stjerners livssykluser og forklare hvordan grunnstoffer blir bygd opp i stjerner.
○ Gjøre rede for hvordan informasjon om stjerner er systematisert i et HR-diagram
● Den unge forskeren
○ Samle inn, bearbeide data, presentere, vurdere resultater og konklusjoner av
forsøk/undersøkelser, med og uten digitale verktøy.
● Kjernefysikk
Side 8
Side 9