Loading presentation...

Present Remotely

Send the link below via email or IM

Copy

Present to your audience

Start remote presentation

  • Invited audience members will follow you as you navigate and present
  • People invited to a presentation do not need a Prezi account
  • This link expires 10 minutes after you close the presentation
  • A maximum of 30 users can follow your presentation
  • Learn more about this feature in our knowledge base article

Do you really want to delete this prezi?

Neither you, nor the coeditors you shared it with will be able to recover it again.

DeleteCancel

Copy of Stjerners livsløp

No description
by

Trine Sven

on 16 February 2016

Comments (0)

Please log in to add your comment.

Report abuse

Transcript of Copy of Stjerners livsløp

Sky av gass og støv
Protostjerne
Stabil stjerne
Rød kjempe
Rød superkjempe
Hvit dverg
Supernova
Nøytronstjerne
Svart hull
Stjernestøv
Rød/brun dverg
Svart dverg
Gravitasjonskrefter får gasser og støv til å trekke seg sammen
Disse består av hydrogen (73%-75%), helium (24%) og litt av andre grunnstoffer
Etterhvert begynner det å danne seg en kompakt kule
I kjernen av protostjernen vil trykket, tettheten og temperaturen øke
Dersom temperaturen blir høy nok vil hydrogenatomene begynne å fusjonere til helium
Stjernen blir dermed dannet og finner sin plass i hovedserien i H-R-diagrammet
Rundt 90% av stjernene befinner seg i hovedserien
Heliumfusjonering i kjernen, som blir mer kompakt, mens hydrogen-gass blir presset utover så stjernens volum økes betraktelig
Når sola blir rød kjempe, kommer den til å sluke alle planetene
Dersom stjernen er stor nok (>2-3M ) vil temperaturen i kjernen bli høy nok til at bl.a. karbon kan fusjonere videre, etter at heliumet minker. Heliumet blir da presset utover og stjernen vil danne flere gasslag, hvor det foregår fusjonering. Stjernens volum øker ytterligere
Dersom stjernen ikke er stor nok vil ikke komprimeringen av stjernen føre til høy
nok
temperatur til at stjernen kan fusjonere videre. Da vil det danne seg en kompakt kjerne med høy temperatur og noen av de ytre gasslagene vil forsvinne
En hvit dverg har gjerne størrelse som jorda men masse som sola
Supernova er en stjerne som eksploderer
Type Ia: En hvit dverg trekker til seg nærliggende stjerner, blir ustabil og eksploderer
Type II: Stjerner med stor masse (>8M ) har kjerne som fusjonerer til jern. Fusjonen tar da slutt, tyngdekreftene overtar og blir så sterk at det blir dannet nøytron av proton og elektron i kjernen. Dette gjør at stjernen blir ustabil og til slutt eksploderer
Etter en supernova kan en del av stjernen bli igjen som en nøytronstjerne. Den roterer voldsomt og sender ut bunter av radiobølger
Denne er så kompakt at tettheten er på 10 kg/m . Hvor mye ville da et sandkorn ha veid?
3
18
Restdelen av stjernen etter en supernova kan også være så massiv at den ikke danner en nøytronstjerne, men et svart hull.
Svarte hull er så kompakte og har så sterk tyngdekraft at selv ikke lys kan unnslippe, derav
svart
hull.
Etter at en hvit/rød dverg har strålt i lang tid og avgitt varmeenergi, vil den kjøles ned og bli en svart dverg.
Er dverger egentlig stjerner?
Dersom protostjernen ikke har nok masse vil ikke temperaturen bli høy nok til at hydrogenfusjon kan begynne. En rød dverg blir bare varm nok til å stråle svakt rødt, og har blitt kalt en "mislykket stjerne".
Stjerners fødsel, liv og død
I en supernova blir temperaturen så høy at jern kan fusjoneres videre til tyngre grunnstoffer.
I eksplosjonen vil deler av stjernen bli spredt utover verdensrommet og dermed spre tunge grunnstoffer.
sol
sol
Full transcript