Stjernenes+død

Stjernedød – svarte hull

====Svarte hull er områder der gravitasjonen er så sterk at ingenting kan slippe ut. Rundt et sort hull er det en overflate som kalles for en hendelseshorisont som utgjør et punkt for ingen retur. Denne overflaten er ikke mulig å se, og kalles «sort», på grunn av at det absorber alt lys som treffer denne horisonten, og ingenting reflekteres. Sorte hull har stor masse, men veldig liten radius, noe som gjør at selv ikke lys slipper unna gravitasjonen.====

====Men er det sånn at ingenting slipper ut fra det sorte hullet? I følge kvanteteorien sendes det noe stråling ut av svarte hull. Men denne strålingen er ekstremt svak, og derfor er det veldig vanskelig å se svarte hull. Svarte hull avgir stråling som et sort legeme med en begrenset temperatur.====

====I en nøytronstjerne er det likevekt mellom gravitasjonskreftene og trykkreftene fra nøytronene. Hvis restmassen etter for eksempel supernovaeksplosjoner er stor nok, klarer ikke trykkreftene å stå imot gravitasjonskreftene. Da kollapser stjernene, og elektronene presses inn i nøytronene, slik at all massen blir samlet i ett punkt. Dette punktet kalles for en singularitet, noe forskerne beskriver som et sted der massetettheten går mot uendelig- forstå det den som kan. Da omdannes stjernen til et svart hull. Denne massen omgir seg da med et enormt gravitasjonsfelt som avtar utover.====

====Det er først når restene av stjernen etter en supernovaeksplosjon, eller en annen form for kollaps av en stjerne, er mer enn 2-2,5 solmasser at stjernen vil omgjøres til et svart hull. Den massen en stjerne har rett før den kollapser, kalles den kritiske radie for en stjerne. Hvis du tar massen til det svarte hullet, som regnes i solmasser, og ganger det med tre, så får du en omtrentlig verdi for den kritiske radien til det svarte hull regnet i km. De stjernene som er mest sannsynlig at omdannes til sorte hull, er stjerner med en opprinnelig masse på over 40 solmasser.====

Kilder: -Læreboka - [] - []

=Hvite dverger: =

BEGYNNELSE: Når en stjerne dør så sender den mye masse ut i rommet, og massen som er igjen kalles restmasse. Det er restmassen som avgjør om de ender som hvite dverger, nøytronstjerner eller svarte hull. Dersom restmassen er under 1,4 solmasser blir stjernen til en hvit dverg. 1 solmasse tilsvarer massen av vår sol. Hvis restmassen er mellom 1,4 og ca. 2-2,5 solmasser blir den en nøytronstjerne. Og hvis restmassen er mer enn 2-2,5 solmasser blir den et svart hull.

Det er i sluttfasen til stjernene at de tyngre grunnstoffene blir dannet. Så det er stjernedød som er årsaken til at jorda kunne bli til, og at vi har grunnstoffer som for eksempel jern og gull.

HVITE DVERGER: Det er vanligvis stjerner med opprinnelig masse på opp til ca. 6 solmasser som ender som hvite dverger. En hvit dverg er sluttfasen til en liten/middels stjerne som ikke kan utvikle seg til en supernova.

Når ca. 10 % av den opprinnelige stjernemassen har fusjonert fra hydrogen til helium, blir det for lite hydrogen i sentralområdet. Og dere husker vel fusjon fra forrige kapittel, når to lette atomkjerner slår seg sammen til en tyngre atomkjerne. Fusjonsprosessene stanser da opp, og sentralområdet begynner å trekke seg sammen. Temperaturen vil øke som følge av sammentrekningen, og hydrogen vil da begynne å fusjonere til helium i et skall utenfor sentralområdet. Sentralområdet vil fortsette å trekke seg sammen til temperaturen blir så høy at helium fusjonerer til karbon, og temperaturen vil da ligge på ca. 100 millioner Kelvin.

Stjernen blåser seg opp til en rød kjempestjerne på grunn av det sterke strålingstrykket fra de nye fusjonsprosessene. Når gassen i stjernen utvider seg mye, blir overflate temperaturen lav, men den utstrålte effekten er likevel stor. Massen til stjernen avgjør hvor lang tid det tar for en stjerne å gå fra hovedserien i HR-diagrammet til området for kjempestjerner. Nå vil det ta ca. 5 millioner år før sentralområdet begynner å trekke seg sammen. Sentralområdet begynner å trekke seg sammen når det blir lite helium. Frigjort potensiell energi vil nå føre til en temperaturøkning, men siden stjernen er relativt liten vil ikke temperaturen øke nok til at karbon kan fusjonere. Da vil det være to skall med fusjonsprosesser. Ytterst vil det være et skall der hydrogen fusjonere til helium, og innenfor et skal der helium fusjonerer til karbon.

Når skallene til slutt nærmer seg overflaten på stjernen, vil ikke gravitasjonskreftene balansere trykkreftene fra strålingen, og stjernen vil kaste av seg de ytre lagene, og resultatet blir en planetarisk tåke. Det som da er igjen er en liten kompakt stjerne med veldig høy tetthet. En sukkerbit av dette stoffet ville veid 10-30 tonn!! Det har da blitt en hvit dverg, og den er på størrelse med jorda.

De alle minste stjernene, med opprinnelig masse mellom 0,08 og 0,26 solmasser, ender direkte som hvite dverger uten å gå gjennom stadiet som kjempestjerne. Og de taper heller ikke masse i form av planetarisk tåke.

- Fysikk boka

[]

http://realisten.com/artikkel.php?id=678

Nøytronstjerner Nøytronstjerner oppstår under en stjernes sluttfase og dannes etter en stjernes supernova. Supernovaen etterlater seg restmasse, og hvor mye restmasse det er, bestemmer om det skal bli til en hvit dverg, nøytronstjerne eller et sort hull. Grunnen til at det heter nøytronstjerner er fordi diametere til en nøytronstjerne er kun på 10-20 km og den har utrolig høy massetetthet. Massen ble presset sammen, og det ble da dannet nøytroner, som ligger til grunn for navnet.
 * Hvis restene etter supernova er på mellom 1,4 solmasser og 2-2,5 solmasser, vil det bli dannet en nøytronstjerne

«smart facts»
 * Tre ganger solens masse utgjør massen til en nøytronstjerne.
 * Det sies at massen til en nøytronstjerne er så høy at en sukkerbit av en nøytronstjerne vil veie like mye som Mount Everest eller i tall 1 milliard tonn. Hvis Jorda skal kunne få til det samme massetetthets tallet, må jordas radius være på ca. 100 meter! Og som sagt er en nøytronstjernes diameter på 10 km.
 * Nøytronstjerner er de tyngste stjernene som finns.
 * Jo større masse en nøytronstjerne har, desto mindre er stjernen i diameter.
 * En nøytronstjerne roterer svært raskt, og kan rotere opp til flere hundre ganger i løpet av ett sekund. Litt forskjell fra jorden som bruker 24 timer på en rotasjon.

SUPERNOVA Når en stjerne har en masse på 6 solmasser eller går tom for karbon, vil ytterlaget utvide seg på grunn av strålingstrykket, og vi vil få en superkjempe. Hvis sentralområdet nærmer seg 5 millioner kelvin, kan fusjonsprosessen lage jern. Men etter dette stopper prosessen opp, og videre fusjoner vil derfor ikke frigjøre energi, men kreve. Gravitasjonen tar overtaket og sentralområdet trekker seg sammen i en //implosjon// («kollapses innover») Bare stjernens sentralområde kollapser og brytes sammen i løpet av få sekunder, det blir da frigjort enorme mengder med potensiell energi.

Det er en grense for hvor stor tetthet sentralområde kan få, og det er når denne grensen er nådd at det oppstår en kraftig sjokkbølge som blåser ut stoffer i verdensrommet (fra stjernen). Stjernen er nå en supernova, som kan stråle mer enn en hel galakse.

OPPBYGNING En nøytronstjerne har som sagt utrolig høy massetetthet, men det er forskjellig fra hvor i nøytronstjernen du befinner deg. En nøytronstjerne har flytende kjerne som består av nøytroner. Kjernen har utrolig høy massetetthet, mens skallet som er på rundt 1,5km har ikke så høyt tetthet.

Det ble i 1967 observert blinkende gammastråler fra rommet, og på denne tiden visste de ikke hva det kunne skyldes og ikke hadde de instrumenter til å teste det ut. Men i dag vet vi hva dette er, og de skyldes usedvanlige tunge stjerner som dør i et gigantisk smell og til slutt etterlater seg et sort hull. Disse blinkene kan vare rundt 10 sekunder har de funnet ut.

Blinkende gamma stråler som er kortvarige og som varer under 1 sekund tyder på at det er 2 nøytronstjerner som danner et sort hull: Restmassen etter en supernova som er en stor del av «stjernedøden», og hvis restmassen er høyere enn 2,5 solmasser blir det til et sort hull. Men noe som skjer svært sjeldent, men som kan skje er at to nøytronstjerner baner nærmere og næremere. Til slutt vil de bane så nærme hverandre at de vil smelte sammen. Intense tidevannskrefter vil rive de fra hverandre og stoffene legger seg som virvler rundt tyngdepunktet til stjernene. Denne smeltingen har nå satt sammen to nøytronstjerner med utrolig høy massetetthet fra før av! I midten av vivlene som er dannet av stoffene, vil det bli dannet et sort hull og hullet vill slurpe til seg de rastrerende stoffene.

Eller det kan være et sort hull som suger til seg en nøytronstjerne, kanskje fordi den har banet litt for nærme det sorte hullet og det vil da føre til en eksplosjon.

Ut av nøytronstjernens poler skytes det ut ekstremt intense gasser, som omdannes til energi rike gamma stråler. Etter et par milliarder år kan disse gammastrålene opserveres fra jorden som et gamma glimt. Og strålingen gamma strålene er så intense at den ville vært dødelig for noen 2 milliarder lysår unna.

[] [] [] []

Hypernovaer og Gammaglimt

//‘’Gamma ray bursts’’ og på norsk ‘’utbrudd av gammastråling’’.//

//Gammaglimt er når en stjerne kolliderer med en annen stjerne eller et svart hull, i begge tilfellene dør stjernen(e) og danner et svart hull. Da sendes det ut gammastråling, et ekstremt lys.//

Det fins to typer gammaglimt, lange og korte.

=
Det oppstår korte gammaglimt når to nøytronstjerner kolliderer med hverandre, eller når en nøytronstjerne kolliderer med et svart hull. Disse korte gammaglimtene varer under to sekunder. Uansett hvordan de korte gammaglimtene kolliderer, blir det dannet et nytt svart hull i kollisjonen. Det er vanskeligere å oppdage korte gammaglimt. Korte gammaglimt er rundt 1000 ganger svakere enn lange.======

=
De lange gammaglimtene har en levetid på 10-20 sekunder. Disse kommer av en kraftig hypernova(en voldsom supernova). Disse oppstår når store stjerner som også roterer kraftig kollapser, da sendes det ut et ekstremt lys, som dermed er en intens gammastråling rundt rotasjonsaksen.======

=
Etter et par milliarder år kan disse gammastrålene opserveres fra jorden som et gamma glimt. Gamma strålene er så intense at den ville vært dødelig for noen 2 milliarder lysår unna. ======

En stjerne kan ha levetid helt ned i en million år. Jo større stjernen er, jo raskere brukes energien opp, og den vil kollapse.
kilder:
 * læreboka
 * []
 * []