Stjerneudvikling, grundstofsyntese og supernovaer. Jørgen Christensen-Dalsgaard Dansk AsteroSeismologi Center Institut for Fysik og Astronomi

Transkript

1 Stjerneudvikling, grundstofsyntese og supernovaer Jørgen Christensen-Dalsgaard Dansk AsteroSeismologi Center Institut for Fysik og Astronomi

2 SN 1994D

3 Starmodels ifølge GOOGLE

4 Tromsø Astronomiforening Stjernebrettingskomiteen Vitensenteret v/anne stillte med oppskrifter og papir til mange stjernemodeller, godt assistert av Ann Kristin

5 Birte Christensen-Dalsgaard

6 Ind i en stjerne Kernereaktioner Strålingstransport Konvektionszone

7 Fysikken af stjerneindre

8 Hvis der ikke er hydrostatisk ligevægt.. Tidsskala for frit fald:

9 Skøn over temperaturen

10 Energitransport ved varmeledning (stråling) Bemærk: κ afhænger af den kemiske sammensætning, især Z

11 Temperaturgradient og lysstyrke

12 Kernereaktioner i stjerner Langsom proces (middellevetiden af en proton i Solens centrum er 5 milliarder år) Kræver overvindelse af Coulombfrastødningen mellem kernerne Kerner med lav ladning reagerer først

13 Kernereaktioner

14 Konvektiv ustabilitet Ifølge Archimedes er der ustabilitet hvis ρ 2* < ρ 2 ρ 2* følger P 2 * Så ρ 2 må ikke aftage for langsomt

15 Konvektion

16 Konvektion nær solranden

17 Konvektive områder i stjerner M > 2 M 2 M > M > 1.2 M 1.2 M > M

18 Stjerners fødested

19 Stjerners generelle udvikling Udvikling før hovedserien (Iben 1965)

20 Stjerners generelle udvikling Stjerners fødselslinie Udvikling før hovedserien (Iben 1965) Palla & Stahler (1999)

21 Stjerners generelle udvikling Hovedserien og hvad der følger (Iben 1967)

22 Solens udvikling 10.5 Gyr 11 Gyr 10 Gyr 9 Gyr Afslutningen af den centrale brintforbrænding 6 Gyr Den nuværende sol 1 Gyr

23 Solens udvikling 11 Gyr He flash He forbrænding Afslutningen af den centrale brintforbrænding Den nuværende sol Sackmann et al. (1993; ApJ 418, 457)

24 Solsystemet om 7 milliarder år?

25 Ændringer i grundstofsammensætningen 1.0 M

26 Ændringer i grundstofsammensætningen 2.5 M

27 Effekten af konvektive kerner

28 Effekten af konvektive kerner

29 SN 1987A

30 Solsystemets grundstofsammensætning

31 Kernereaktioner

32 Kernebindingsenergi

33 Degenereret stof (I) Ekstremt høj massefylde Pauli-princippet presser partikler (elektroner eller neutroner) op i højere kvantetilstande, højere energier og dermed større bidrag til trykket. Endeligt tryk ved forsvindende lille temperatur For rigtig høj massefylde bliver partiklerne ekstremt relativistiske

34 Degenereret stof (II) Ikke-relativistisk degeneration: M ' 1 M Elektroner: R ' 10 4 km Neutroner: R ' 10 km

35 Degenereret stof (III) Ekstremt relativistisk degeneration:

36 Forholdene i centrum

37 Nuclear burning stages (e.g., 20 solar mass star) Fuel Main Product Secondary Product T (10 9 K) Time (yr) Main Reaction H He 14 N CNO 4 H 4 He

38 Nuclear burning stages (e.g., 20 solar mass star) Fuel Main Product Secondary Product T (10 9 K) Time (yr) Main Reaction H He 14 N CNO 4 H 4 He He O, C 18 O, 22 Ne s-process He 4 12 C 12 C(α,γ) 16 O

39 Nuclear burning stages (e.g., 20 solar mass star) Fuel Main Product Secondary Product T (10 9 K) Time (yr) Main Reaction H He 14 N CNO 4 H 4 He He O, C 18 O, 22 Ne s-process C Ne, Mg He 4 12 C 12 C(α,γ) 16 O Na C + 12 C

40 Nuclear burning stages (e.g., 20 solar mass star) Fuel Main Product Secondary Product T (10 9 K) Time (yr) Main Reaction H He 14 N CNO 4 H 4 He He O, C 18 O, 22 Ne s-process C Ne, Mg He 4 12 C 12 C(α,γ) 16 O Na C + 12 C Ne O, Mg Al, P Ne(γ,α) 16 O 20 Ne(α,γ) 24 Mg

41 Nuclear burning stages (e.g., 20 solar mass star) Fuel Main Product Secondary Product T (10 9 K) Time (yr) Main Reaction H He 14 N CNO 4 H 4 He He O, C 18 O, 22 Ne s-process C Ne, Mg He 4 12 C 12 C(α,γ) 16 O Na C + 12 C Ne O, Mg Al, P O Si, S 20 Ne(γ,α) 16 O 20 Ne(α,γ) 24 Mg Cl, Ar, K, Ca O + 16 O

42 Nuclear burning stages (e.g., 20 solar mass star) Fuel Main Product Secondary Product T (10 9 K) Time (yr) Main Reaction H He 14 N CNO 4 H 4 He He O, C 18 O, 22 Ne s-process C Ne, Mg He 4 12 C 12 C(α,γ) 16 O Na C + 12 C Ne O, Mg Al, P O Si Si, S Fe 20 Ne(γ,α) 16 O 20 Ne(α,γ) 24 Mg Cl, Ar, K, Ca O + 16 O Ti, V, Cr, Mn, Co, Ni Si(γ,α)

43

44

45

46

47

48 radiative envelope (blue giant) net nuclear energy generation (burning + neutrino losses) net nuclear energy loss (burning + neutrino losses) total mass of star (reduces by mass loss) convection semiconvection convective envelope (red giant) H burning He burning C burning (radiative) C shell burning burning Ne O C shell burning O O O Si O shell burning Si

49 Det stellare løg

50

51 KOLLAPS! Jernkernens masse overstiger Chandrasekhar-massen Kollaps på kernens dynamiske tidskala (millisekunder) Resten af stjernen aner ikke hvad der foregår (men det finder den ud af!)

52 Energifrigivelse ved kollaps

53

54

55

56

57

58

59

60 SN 1987A

61 Neutrinoer fra SN1987A

62

63 1987A, extended lightcurve Suntzeff et al. (1992; ApJ 384, L33)

64 1987A, late stages M( 56 Co)=0.07 M, M( 57 Co)= M, and M( 44 Ti)= M. τ 1/2 = 278 d τ 1/2 = 60 yr Fransson & Kozma (2002; New Astron. Rev. 46, 487)

65 Solsystemets grundstofsammensætning Hvor kommer de tungeste grundstoffer fra?

66 Hvor kommer de tungeste grundstoffer fra? Kernereaktioner er endoterme og Coulombbarrieren er enorm. Neutroner kan intet holde tilbage! s-processen: langsom neutron-indfangning r-processen: hurtig neutron-indfangning

67 s-processen Producerer stabile kerner langs β- stabilitets-dalen Opererer på lange tidsskalaer

68 s-stien

69 Hvor finder den sted? Asymptotiske kæmpestjerner Ustabil variation mellem brint- og heliumforbrænding Neutronproduktion ved

70 SONG: the Stellar Oscillations Network Group?

71 SONG-conceptet 1-m klasse teleskoper Coude focus, iod-stabiliseret spektrograf Billedobservationer Robot-operationer 8 enheder fordelt på den nordlige og sydlige halvkugle

72 Mulig fordeling af SONG enhederne. SONG Conceptual Design Review Århus, March 1,2 2007, Baseline Configuration

73

74 4 måneders SONG observationer