Fysik og det moderne verdensbillede.pdf - Horsens HF og VUC

More documents

Recommendations

Info

3.3 Stjernedød Fysik og det moderne verdensbillede Af ME Almindelige stjerner: Langt de fleste stjerner har masse mellem 0.2 og 4 gange Solens masse (skrives som: 0 . 2M M 4M ). De lever stille liv, hvor de ligger og roterer rundt om et galaksecentrum, og hygger sig med at forbrænde det hydrogen, de har i centrum. De lever i lang tid, Solen f.eks. har nu brændt i godt 5 milliarder år og har brændstof i centrum til at brænde endnu ca. 5 milliarder år. På et tidspunkt i en stjernes liv vil al hydrogen i kernen dog være opbrugt og fusioneret til Helium. Herefter kan fusion af brint ikke forekomme længere, idet hele kernen nu er lavet til helium. Da der på denne måde pludseligt bliver slukket for stjernens motor, vil kernen begynde at køle ned alt imens al gassen uden om kernen vil begynde at falde ind imod kernen pga. tyngdekraftens træk. Det at stoffet igen falder mod centrum, vil få centrum til at opvarmes igen, og på et tidspunkt bliver der varmt nok, til at hydrogen tæt på heliumkernen vil begynde at fusionere hydrogen til helium. Den hydrogenfusionerende skal omkring helium kernen forbrænder hydrogen til helium, og det dannede helium daler herefter ind på kernen. Dette vil forøge strålingsintensiteten fra kernen af stjernen og stjernen vil blive ”pustet” op til en rød kæmpestjerne. Solen, som jo er en normal stjerne vil også gennemgå dette stadie. Når den når til denne fase af sit liv, vil den måske blive stor nok til at opsluge Jorden! Den fortsatte fusion af hydrogen i en skal omkring helium-kernen sammen med masseforøgelsen af helium-kernen, får tryk og temperatur til at stige i kernen. På et tidspunkt bliver temperaturen højere end 10 8 grader, og så begynder helium-fusion i centrum (se Figur 9). Denne fusionsproces foregår ikke længe, men laver hurtigt meget energi. Efter ca. 106 år vil al helium i kernen være lavet om til kulstof og noget til ilt via reaktionen 12 4 16 6 C 2He 8O energi . De ydre lag af stjernen vil blive ”pustet” væk fra kernen i denne periode på grund af den kraftige energiudladning. Kernen, som nu kun består af kulstof og oxygen, begynder at trække sig sammen, fordi der ikke længere er høj nok temperatur til at fusionere mere stof, dette gør kernen meget varm og meget tæt. Stjernen er nu nået til slutningen af sit liv. De ydre lag vil stille og roligt flyve længere og længere væk fra kernen og danne en gassky omkring den centrale stjernerest. Kernen vil være hvid, meget varm og bestående af kulstof og ilt. Disse varme stjernerester kaldes -13- Figur 9: Helium fusion. Tre helium kerner går sammen om at lave én kulstofkerne, hvilket også udløser energi.
Fysik og det moderne verdensbillede Af ME hvide dværge. En hvid dværg vil ligge og gløde i mange miliarder år, før temperaturen til sidst bliver så lav, at den stille og roligt fader ud. Figur 10: Planetariske tåger eller stjernerester. I to af tågerne kan man se den hvide dværg i centrum. Det omkringliggende stof, som udgør den planetariske tåge, var engang en del af stjernen, men er nu blevet slynget ud i verdensrummet, og bevæger sig væk fra stjernen. Ovenstående stjerneskæbne er den de fleste stjerne i Universet går imod, men ikke dem alle. Der er mange stjerner, som er tungere end 4 solmasser. Disse stjerner går en helt anden og mere voldelig skæbne i møde. Større stjerner: For større stjerner er historien en anden, og dog langt hen ad vejen den samme. De store stjerner forbrænder også hydrogen til helium i kernen ligesom de mindre stjerner. Når hydrogenen er opbrugt begynder de også at falde sammen indtil hydrogen fusion igen kan forekomme i en skal omkring den allerede dannede helium kerne. Forskellen er at store stjerner danner forhold, der er ekstreme nok til at fusionere selv kulstof og ilt. Fusionsprocesserne vil på den måde fortsætte med at danne tungere og tungere grundstoffer i kernen indtil man når til jern. Man kan simpelt hen ikke få energi af at fusionere jern, og stjernen kan pludselig ikke lave energi længere. Derfor begynder stjernens stof at falde ind imod kernen af stjernen. Samtidig er selve kernen meget tung og udsat for et højt gravitationelt tryk, fordi al stoffet pga. tyngdekraften presser ind imod centrum af kernen. Kernen bliver trykket mere og mere sammen på grund af sin egen vægt, men når en grænse, hvor det simpelt hen ikke er muligt at presse stoffet tættere sammen. Så kommer stoffet fra de ydre lag i stjernen og rammer kernen med op til 70.000 km/s (altså ca. 23% af -14- Figur 11: Sudbury Neutrino Observatory, Et af de mange neutrino observatorier, hvor man ser efter neutrinoer fra supernovaeksplosioner
Page 1 and 2: Det moderne verdensbillede Af Mathi
Page 3 and 4: Fysik og det moderne verdensbillede
Page 13: 3.2 Stjernefødsel Fysik og det mod
Page 17 and 18: En supernovaeksplosion producerer e
Page 23 and 24: 4.3.2 Klima på Jorden: Fysik og de
Page 45 and 46: Det, at vi kun kan se ud til en hor
Page 51: 8.3 Universets fremtid Fysik og det

Fysik og det moderne verdensbillede.pdf - Horsens HF og VUC

Create successful ePaper yourself

Delete template?

Save as template?