Stjärnors utveckling – livet efter huvudserien

Question 1

Hur kommer vår sol att utvecklas under de närmaste miljarder åren?

Answer 1

Solen luminositet kommer att öka och mde det kommer även yttemperaturen öka. När vätefusionen sedan upphör kommer kärnan att kontraheras och värme från kärnan kommer ta sig ut i omgivningen. Detta medför att vätefusionen nu istället sker i solens yttre skal. Detta kommer öka solens volym och den kommer bli en röd jättestjärna.

Question 2

Hur vet vi att många stjärnor har levt och dött före solen föddes?

Answer 2

Man kan se en skillnad på hur mycket metaller en stjärna innehåller. En stjärna med mycket metaller kallas population 1 stjärna och dessa är relativt unga. solen är en population 1 stjärna. population 2 stjärnor är äldre och innehåller mindre metaller. Anledningen till att det finns två populationer är att när universum bildades fanns nästan enbart väte och helium. Stjärnornarna bildades därför av dessa ämnen. När det sedan levt färdigt släppte det ut metaller som upstått av fusion ut i omgivningen som nya stjärnor bildades av.

Question 3

ur ser den nuvarande kemiska kompositionen ut i solens mitt, jämfört med då solen bildades?

Answer 3

Den nuvarande kompositionen består av mindre väte men mer helium än vad den gjorde från början. Detta pågrund av vätefusionen

Question 4

Förklara hur det är möjligt för kärnan hos en röd jättestjärna att kontrahera när dess ytterhöljen på samma gång expanderar.

Answer 4

När kärnan inte har något som genererar värme kommer trycket i kärnan misnka. Detta leder till att kärnan an kontraheras. Kontraktionen gör att värme från kärnan kommer ta sig ut till ytterhöljet och ge energi till väteatomerna som leder till vätefusion i ytterhöljet. detta gör att kärnan växer sig ut och expanderar.

Question 5

arför kräver heliumfusion en mycket högre temperatur än vätefusion?

Answer 5

Heliumen innehåller två protoner. Detta medför att det är större repulsion mellan kärnornorna och mer enegi/högre värme krävs för fusion