Innholdsfortegnelse
Stjernedannelse
Hovedserien
Levetid
Figur 4: Hr-Diagrammet
Eks 1
Utregning Av Massetetthet:
Utregning Av Utstrålingstetthet:
Utregning Av Overflatetemperatur:
Kilder:
Utdrag
Stjerner er noe vi ofte ser i himmelen og er en av de mest anerkjente astronomiske objektene. De representerer de mest grunnleggende byggesteinene i galakser.
Alder, distribusjon og sammensetning av stjernene i en galakse sporer historien, dynamikken og utviklingen til galaksen.
Stjerner er ansvarlige for produksjon og distribusjon av tunge elementer som karbon, nitrogen og oksygen, og deres egenskaper er nært tilknyttet egenskapene til planetsystemene som kan smelte sammen om dem.
Som følge av det er studiet av stjerners fødsel et sentralt tema i astrofysikk. Hvordan blir en stjerne født?
Formeringen av en stjerne foregår ved en betingelse. Newtons gravitasjonslov formidler at alle partikler påvirker hverandre ved bruk av gravitasjonskrefter.
Alle molekylene vil trekke på hverandre i en forsamling med gass og trekker seg mot et senter. Forsamlingene består hovedsakelig av hydrogen.
Men i en gass med en viss temperatur vil molekylene også bevege seg rundt omkring på grunn av termisk energi.
Dette står det om i kapittel 5 i Ergo fysikk. Det vil si at dersom formlene for kinetisk energi kombineres, får vi den gjennomsnittlige farten til hydrogenatomene, dermed hvor raskt de beveger seg, Ek = 1/2 mv2 og Ek = 3/2 kT - > v =
/3 kT- m Kreftene forårsaker et trykk utover i gassen. For at en stjernedannelse skal skje så må gravitasjonskreftene klare å overvinne trykkreftene i gassen.
I disse forsamlingene er det områder der gassen oppfyller betingelsen for stjernedannelse. Gassene trekker seg sammen og her blir det dannet en stjerne.
Den første fasen i dannelsen av en stjerne kalles for protostjerne. Det er her mesteparten av stjernematerialet samler seg i en ball mot sentrum skjult av en mengde med gass og støv.
En protostjerne dannes når tyngdekraften begynner å trekke gassene sammen til en ball. Denne prosessen er kjent som akkresjon.
Når tyngdekraften trekker gassene nærmere mot sentrum av ballen, begynner gravitasjonsenergien å varme dem opp, noe som får gassene til å sende ut stråling.
Først slipper strålingen ut i verdensrommet, men ettersom protostjernen trekker inn materie og tettheten øker, blir mye av strålingen fanget inne, og oppvarmer protostjernen enda raskere.
Dette skjer som følge av termofysikkens 1. 1ov, AU = W + Q.. Det tar ca. 100 000 år å fullføre denne fasen.
Dersom protostjernen får stor nok masse vil temperaturen og tettheten bli høy nok til å sette i gang en fusjonsprosess, der hydrogen fusjonerer til helium.
Legg igjen en kommentar