Solen en stjerne blandt milliarder af stjerner
Sponsored Links
This presentation is the property of its rightful owner.
1 / 12

Solen – en stjerne blandt milliarder af stjerner … PowerPoint PPT Presentation


  • 78 Views
  • Uploaded on
  • Presentation posted in: General

Solen – en stjerne blandt milliarder af stjerner …. En Sol dannes. Stjernen [Solen] fødes trin for trin.

Download Presentation

Solen – en stjerne blandt milliarder af stjerner …

An Image/Link below is provided (as is) to download presentation

Download Policy: Content on the Website is provided to you AS IS for your information and personal use and may not be sold / licensed / shared on other websites without getting consent from its author.While downloading, if for some reason you are not able to download a presentation, the publisher may have deleted the file from their server.


- - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - E N D - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - -

Presentation Transcript


Solen – en stjerne blandt milliarder af stjerner …

En Sol dannes


Stjernen [Solen] fødes trin for trin

Den oprindelige gassky trækker sig sammen pga. tyngdekraften hvorved tyngdekræfternes potentielle energi bliver omsat til varme. Når temperaturen i centeret når over et par mio. grader antændes brintfusionen og en stjerne er født. 


En stjernes lange rejse …

Solens udvikling. Solens levetid er ca. 11 mia. år, og idet den nu er 4,6 mia. år gammel er den knap halvvejs i sin cyklus.

  • Fase 1: H-kerner omdannes til He-kerner

  • Solen er en gul kæmpe (middelstjerne)

  • - En G-stjerne

  • Fase 2: He-kerner omdannes til C- og O-kerner (Solen bliver en rød kæmpe)

  • - En K- eller M-stjerne

  • Fase 3: Al energi er brugt, og Solen skrumper ind til en dværgstjerne

  • En Hvid Dværg


HR serien

for stjerner


A. UNIVERSETS STRUKTUR:

STJERNER

GALAKSER

GALAKSEHOBE


B. STJERNETYPER:

M = 15 M

R = 10 R

(a) Hvid hovedseriestjerne

M = 2,5 M

R = 1,8 R

(b) Hvidgul hovedseriestjerne

M = 1 M

R = 1 R

(c) Gul hovedseriestjerne

M = 2,5 M

R = 15 R

(d) Rød kæmpestjerne

M = 0,5 M

R = 0,015 R

(e) Hvid dværgstjerne

M = 1,4 M

R = 0,000015 R

(f) Neutronstjerne


2. STJERNEUDVIKLING:

A. PROTOSTJERNE- STJERNEFØDSEL

Fusionsprocesser begynder

Betingelsen : M > 0,08 M

Sammentrækningen skyldes tyndekraften

Tætheden i det centrale område stiger efterhånden og temperaturen her kan

nå op til ca.1 mio. grader (K). Fusionsprocesserne kan så påbegynde


Der er nu ligevægt mellem de indadrettede tyngdekræfter og de udadrettede

Trykkræfter, der kommer fra energiudstrålingen. Stjernen er dermed stabil

Efterhånden består stjernes kerne kun af helium, mens H-forbrændingen fortsætter

I det ydre lag.

H

H He

He


Massen af den centrale kerne øges og massetætheden og temperaturen vil stige ved

yderligere sammentrækning. Når temperaturen når til ca 100 mio. grader, vil helium-

forbrændingen finde sted:

H

H He

He->C

Selv om centralområdet af stjernen er blevet både varmere og mindre, så bliver hele

stjernen faktisk større.Stjernens atmosfære bliver mere udstrakt og samtidig køligøre

( rød farve) og stjernen er blevet en rød kæmpestjerne.


C. STJERNEDØD

En stjernedød indtræffer, når den ikke har flere lagre af kernebrændstof at tære på.

Præcis hvad der sker, afhænger helt af stjernens masse.

* For lette stjerner ( M< 10 M) :

Kernen ( der består af C) bliver aldrig varm nok til at starte den næste fusionsproces

eftersom kernen trækker sig sammen, vil de ydre skaller udvide sig yderligere og kastes

Bort som en planetarisk tåge. Kernen derimod vil trække sig sammen til den såkaldte

hvide dværg , der når en størrelse omkring Jordens. Dens temperatur er ca. 5000 grader

og vil afkøles i løbet af 100 mio. til 10 mia. år

C

M = 0,5 M

R = 0,015 R

C


* For tunge stjerner ( M> 10M) :

Kerneprocesserne kan fortsætte i den centrale del af stjernen:

H He  C Ne/O  Si  Fe

Indtil der dannes en kerne af jern. Herefter kan stjerne ikke længere leve af kerneenergi. Der frigives ikke energi ved fusionsprocesser mellem jernkerner.

H

He

C

KERNE

Ne/O

Si

Fe

Tyngdekraften vil få temperaturen til at stige voldsom,og fusionsprocesserne i de

ydre lag til at løbe løbsk .Denne store energiproduktion bevirker et enormt tryk.


Det resulterer i at stjernen eksploderer, supernova.

Kernens kollapset er så voldsomt, at atomernes elektroner kan mases ind i atomkernen

Hvis kernen er mindre end 2 M , får vi en neutron stjerne, ellers bliver resultatet et

sort hul


  • Login