Stjerneudvikling, grundstofsyntese og supernovaer Jørgen Christensen-Dalsgaard Dansk AsteroSeismologi Center Institut for Fysik og Astronomi
SN 1994D
Starmodels ifølge GOOGLE
Tromsø Astronomiforening Stjernebrettingskomiteen Vitensenteret v/anne stillte med oppskrifter og papir til mange stjernemodeller, godt assistert av Ann Kristin
Birte Christensen-Dalsgaard
Ind i en stjerne Kernereaktioner Strålingstransport Konvektionszone
Fysikken af stjerneindre
Hvis der ikke er hydrostatisk ligevægt.. Tidsskala for frit fald:
Skøn over temperaturen
Energitransport ved varmeledning (stråling) Bemærk: κ afhænger af den kemiske sammensætning, især Z
Temperaturgradient og lysstyrke
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
Kernereaktioner
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
Konvektion
Konvektion nær solranden
Konvektive områder i stjerner M > 2 M 2 M > M > 1.2 M 1.2 M > M
Stjerners fødested
Stjerners generelle udvikling Udvikling før hovedserien (Iben 1965)
Stjerners generelle udvikling Stjerners fødselslinie Udvikling før hovedserien (Iben 1965) Palla & Stahler (1999)
Stjerners generelle udvikling Hovedserien og hvad der følger (Iben 1967)
Solens udvikling 10.5 Gyr 11 Gyr 10 Gyr 9 Gyr Afslutningen af den centrale brintforbrænding 6 Gyr Den nuværende sol 1 Gyr
Solens udvikling 11 Gyr He flash He forbrænding Afslutningen af den centrale brintforbrænding Den nuværende sol Sackmann et al. (1993; ApJ 418, 457)
Solsystemet om 7 milliarder år?
Ændringer i grundstofsammensætningen 1.0 M
Ændringer i grundstofsammensætningen 2.5 M
Effekten af konvektive kerner
Effekten af konvektive kerner
SN 1987A
Solsystemets grundstofsammensætning
Kernereaktioner
Kernebindingsenergi
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
Degenereret stof (II) Ikke-relativistisk degeneration: M ' 1 M Elektroner: R ' 10 4 km Neutroner: R ' 10 km
Degenereret stof (III) Ekstremt relativistisk degeneration:
Forholdene i centrum
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 0.02 10 7 CNO 4 H 4 He
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 0.02 10 7 CNO 4 H 4 He He O, C 18 O, 22 Ne s-process 0.2 10 6 3 He 4 12 C 12 C(α,γ) 16 O
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 0.02 10 7 CNO 4 H 4 He He O, C 18 O, 22 Ne s-process C Ne, Mg 0.2 10 6 3 He 4 12 C 12 C(α,γ) 16 O Na 0.8 10 3 12 C + 12 C
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 0.02 10 7 CNO 4 H 4 He He O, C 18 O, 22 Ne s-process C Ne, Mg 0.2 10 6 3 He 4 12 C 12 C(α,γ) 16 O Na 0.8 10 3 12 C + 12 C Ne O, Mg Al, P 1.5 3 20 Ne(γ,α) 16 O 20 Ne(α,γ) 24 Mg
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 0.02 10 7 CNO 4 H 4 He He O, C 18 O, 22 Ne s-process C Ne, Mg 0.2 10 6 3 He 4 12 C 12 C(α,γ) 16 O Na 0.8 10 3 12 C + 12 C Ne O, Mg Al, P 1.5 3 O Si, S 20 Ne(γ,α) 16 O 20 Ne(α,γ) 24 Mg Cl, Ar, K, Ca 2.0 0.8 16 O + 16 O
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 0.02 10 7 CNO 4 H 4 He He O, C 18 O, 22 Ne s-process C Ne, Mg 0.2 10 6 3 He 4 12 C 12 C(α,γ) 16 O Na 0.8 10 3 12 C + 12 C Ne O, Mg Al, P 1.5 3 O Si Si, S Fe 20 Ne(γ,α) 16 O 20 Ne(α,γ) 24 Mg Cl, Ar, K, Ca 2.0 0.8 16 O + 16 O Ti, V, Cr, Mn, Co, Ni 3.5 0.02 28 Si(γ,α)
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
Det stellare løg
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!)
Energifrigivelse ved kollaps
SN 1987A
Neutrinoer fra SN1987A
1987A, extended lightcurve Suntzeff et al. (1992; ApJ 384, L33)
1987A, late stages M( 56 Co)=0.07 M, M( 57 Co)=3.3 10 3 M, and M( 44 Ti)=1 10 4 M. τ 1/2 = 278 d τ 1/2 = 60 yr Fransson & Kozma (2002; New Astron. Rev. 46, 487)
Solsystemets grundstofsammensætning Hvor kommer de tungeste grundstoffer fra?
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
s-processen Producerer stabile kerner langs β- stabilitets-dalen Opererer på lange tidsskalaer
s-stien
Hvor finder den sted? Asymptotiske kæmpestjerner Ustabil variation mellem brint- og heliumforbrænding Neutronproduktion ved
SONG: the Stellar Oscillations Network Group?
SONG-conceptet 1-m klasse teleskoper Coude focus, iod-stabiliseret spektrograf Billedobservationer Robot-operationer 8 enheder fordelt på den nordlige og sydlige halvkugle
Mulig fordeling af SONG enhederne. SONG Conceptual Design Review Århus, March 1,2 2007, Baseline Configuration
4 måneders SONG observationer