Van Zonnestelsel tot Ontstaan Heelal Leeuwarden, jan-april Leven van Sterren. Paul Wesselius, 11 maart Leven van sterren, HOVO 1

Transcriptie

1 Van Zonnestelsel tot Ontstaan Heelal Leeuwarden, jan-april 2013 Leven van Sterren Paul Wesselius, 11 maart Leven van sterren, HOVO 1

2 Inhoud Sterrenleven Inleiding Geboorte van Sterren Sterren in evenwicht Levenspad lichte sterren Levenspad zware Sterren Samenvatting Leven van sterren, HOVO 2

3 Achtergrond Informatie Cursus Evoluerend Heelal van RUG, Sterevolutie, Marc Verheijen (Veel slides van hem geleend ) Cursus Sterevolutie, Leidse Sterrenwacht, Anthony Brown Levensloop van sterren, nlt module voor 6-VWO, Junior college Utrecht, 2009 (prof. dr. Frank Verbunt, prof. dr. Henny Lamers, dr. Onno Pols, dr. Jacco Vink, prof. dr. John Heise, drs. Sarka Jiraskova) Blz in Handboek Sterrenkunde, Govert Schilling, Fontaine Uitgevers, vijfde druk sterevolutie.pdf Site: geeft schematische informatie over sterevolutie Leven van sterren, HOVO 3

4 Inleiding Leven van sterren, HOVO 4

5 Hoe stralen sterren? sio ; beschrijft hoe ontdekt is waaruit de zon energie put Von Helmholtz en Kelvin (1854): samentrekking door zwaartekracht van grote massa, zon leeft 30 miljoen jaar Einstein publiceerde in 1907 zijn beroemde formule: E = mc 2, massa is gelijkwaardig met energie Aston ontdekte (1920): som van massa s van 4 waterstofatomen is meer dan massa van 1 heliumatoom Gamow (1928): 2 waterstof atomen kunnen fuseren bij hoge T, ondanks afstotende elektromagnetische krachten, omdat elektronen en atomen ook een golfkarakter hebben Bethe (1939): Energy production in stars, complete kernfusie verhaal, voor lichte en zware sterren, T zon, centrum is 16 miljoen K; verschilt 20% van huidige waarde Leven van sterren, HOVO 5

6 Kernfusie Sterren krijgen hun energie door kernfusie Atoomkernen van lichte elementen smelten samen tot kern van zwaarder element Heel kleine fractie van massa wordt omgezet in energie volgens E = mc 2 Kernfusie treedt alleen op in gas met zeer hoge dichtheid en temperatuur Atoomkernen hebben een positieve elektrische lading en stoten elkaar af, maar smelten samen als ze door hoge snelheid de afstotende kracht kunnen overwinnen Bovendien moet dichtheid erg groot zijn zodat er genoeg botsingen optreden Hoge temperatuur door kernfusie en hoge dichtheid door gewicht van bovenliggende lagen Slechts bij heel kleine fractie van botsingen treedt fusie op, omdat de gemiddelde snelheid veel te laag is Leven van sterren, HOVO 6

7 Proton-proton cyclus Leven van sterren, HOVO 7

8 CNO cyclus Leven van sterren, HOVO 8

9 Ontstaan elementen Waterstof, helium, lithium, beryllium, boron zijn gevormd vlak na Big Bang; vooral waterstof en helium Alle overige elementen ontstaan bij de extreme temperaturen en drukken in sterren en supernovae Hoyle (1946): waterstof wordt voortdurend gevormd uit het vacuum; daarna kernfusie processen in sterren Review artikel (1957) van Burbidge, Burbidge, Fowler en Hoyle verklaart ontstaan van alle elementen Leven van sterren, HOVO 9

10 Ster Modellen Direct te meten: o Temperatuur aan ster oppervlak o Voorkomen chemische elementen aan oppervlak o Neutrino flux uit de Zon o Ster trillingen in de Zon Natuurkundige kennis: o Ster bestaat uit geïoniseerd gas: atoomkernen en elektronen o Kernfusie in inwendige als functie van temperatuur energie productie o Energie transport door straling of convectie, afhankelijk van wisselwerking tussen fotonen en atoomkernen en elektronen Heel nauwkeurig model van de Zon is mogelijk Leven van sterren, HOVO 10

11 Stervorming Leven van sterren, HOVO 11

12 Stervorming Ijle materie, gas en roet, tussen de sterren Wordt voortdurend bestookt door sterren, die materie en fotonen uitstoten Soms ontstaan er moleculaire wolken van wat grotere dichtheid Die trekken snel samen, vallen uiteen in soms vele kernen Uit elke kern kan een ster geboren worden Als die sterren (vooral de zwaardere) aan het einde van hun leven zijn stoten ze weer materie uit en zorgen weer voor nieuwe moleculaire wolken Bij samenvatting enkele plaatjes van cycli van geboorte, leven, dood en opnieuw geboren worden Leven van sterren, HOVO 12

13 De Paardenkopnevel in het sterrenbeeld Orion Leven van sterren, HOVO 13

14 De Orionnevel, in detail, gefotografeerd door de Hubble Space Telescope Leven van sterren, HOVO 14

15 De donkere wolk HH 46/47 komt tot leven op een infrarood plaatje ( vertaald naar wederom een optisch plaatje, anders zie je niets). Er blijkt spectaculaire stervorming plaats te vinden Leven van sterren, HOVO 15

16 Sterren in evenwicht Leven van sterren, HOVO 16

17 Hertzsprung-Russell diagram speelt centrale rol voor astronomen bij de studie van ster evolutie Leven van sterren, HOVO 17

18 Pas geboren sterren bewegen van lage temperaturen naar de hoofdreeks Zware sterren in jaar, een lichte ster kan daar wel 150 miljoen jaar over doen Helderheid Zon =1 1/ Temperatuur Leven van sterren, HOVO 18

19 Sterren, gemeten door de Hipparcos satelliet, én sterren die heel dichtbij staan, in een HR diagram van Richard Powell Dat gaat Gaia (in 2013 omhoog) veel beter doen: honderden miljoenen sterren met grote nauwkeurigheid gemeten Leven van sterren, HOVO 19

20 Evenwicht tussen zwaartekracht en gasdruk, opgewekt door kernfusie Van: Leven van sterren, HOVO 20

21 Kernfusie energie afvoeren -1 In heel hete centrum zon dragen de röntgenfotonen energie over aan gas door verstrooiing aan vrije elektronen: Bron: Michael Richmond, iff.rit.edu/classes/phys440/lectures/opacity/thomson_scatter.gif. Dat verhit het gas en hete gas straalt die energie weer uit In laag van ster komt straling van alle kanten: links, rechts, boven, en onder Bovenlagen zijn koeler dan onderlagen er komt méér straling van onderen dan van boven Dus is er netto stralings-transport naar boven Leven van sterren, HOVO 21

22 Kernfusie energie afvoeren -2 Uiteindelijk bereikt energie door stralingstransport rand van ster Nu als licht-fotonen, behorend bij de oppervlakte temperatuur van de ster Onze zon zendt vooral geel licht uit, behorend bij oppervlaktetemperatuur van 5700 K Rand-temperatuur zon is 1,7 x 10-4 keer zo laag als T centrum (16 miljoen K) uitgestraalde fotonen hebben energie die 1,7 x 10-4 keer zo laag is als die in het centrum Energie van oorspronkelijke foton is op zijn reis naar buiten verdeeld over gemiddeld 6000 andere fotonen Als de temperatuur onder de 500 miljoen K is koelt de ster door fotonen, zoals hierboven beschreven Echter boven 500 miljoen K zijn het neutrino s, die de kernfusie energie afvoeren Leven van sterren, HOVO 22

23 Convectie Aardoppervlak kan zo sterk verwarmd worden dat de lucht die warmte niet kan afvoeren Warme gasbellen stijgen op (warme lucht is lichter dan koude) Warmte wordt naar boven getransporteerd: stapelwolken Bij zon is buitenlaag convectief tot 0,1 R zon onder de zonsrand, omdat de buitenlagen van lichte sterren relatief koel zijn Onder de K is waterstof niet meer helemaal geïoniseerd waterstofatomen in plaats van waterstof-ionen Die absorberen heel efficiënt fotonen stralingsstroom wordt sterk gehinderd Er ontstaan hete gasbellen, die opstijgen en koelere bellen, die dalen Deze zonsconvectie leidt tot zonnevlekken en zonnevlammen Leven van sterren, HOVO 23

24 Door kernfusie neemt het aantal ionen in de kern af De kern krimpt Leven op de hoofdreeks De temperatuur in de kern neemt toe Kernfusie wordt efficiënter en produceert meer energie De ster wordt helderder & de buitenlagen expanderen en koelen af Evenwicht! Leven van sterren, HOVO 24

25 Het einde nadert... Leven op hoofdreeks eindigt als waterstof op raakt. Veel eerder in zware sterren dan in lichte sterren. Plejaden Bolhoop Messier 15 Blauwe sterren zijn zwaar en leggen hun levenspad snel af (enkele tientallen miljoenen jaren): men vindt ze in de buurt van hun geboorteplaats Rode sterren zijn lichter en doen er heel lang over om oud te worden, wel tientallen miljarden jaren Leven van sterren, HOVO 25

26 Sterren sterven na de hoofdreeks Ster van 1 zonsmassa Twee zware sterren: 5 en 9 zonsmassa s Voor sterren van verschillende massa zijn de levenslopen zeer verschillend Leven van sterren, HOVO 26

27 Vier massa klassen Lichter dan 0,4 M : zeer lichte sterren 0,4-4 M : lichte sterren 4-8 M : zware sterren Zwaarder dan 8 M : zeer zware sterren Deze sterren wacht een zeer verschillend lot (1 M = 1 zonsmassa) Leven van sterren, HOVO 27

28 Levenspad lichte sterren Leven van sterren, HOVO 28

29 Zeer lichte sterren < 0.4 M volledig convectief Atomen zijn niet geheel geïoniseerd door convectie bereikt alle waterstof de kern en verspreidt helium zich door gehele ster Kernfusie en aantal deeltjes nemen langzaam af Gehele ster krimpt en wordt heter door zwaartekrachtsenergie Ster wordt heter en lichtzwakker, wordt een afkoelende Witte Dwerg Alle zeer lichte sterren ooit gevormd leven nog op de hoofdreeks! Leven van sterren, HOVO 29

30 Lichte sterren 0,4 4 M (1) Niet al het waterstof bereikt de kern en is beschikbaar voor fusie kernfusie en aantal deeltjes nemen af helium-kern krimpt niet volledig convectief 3 gevolgen: kern-temperatuur neemt zeer sterk toe Waterstof-fusie begint in een schil rond de helium-kern De hoeveelheid uitgestraalde energie neemt sterk toe De buitenlagen expanderen sterk en koelen iets af Leven van sterren, HOVO 30

31 Lichte sterren (2) M Krimpen helium-kern stopt door druk t.g.v. elektron degeneratie. krimpende kern krijgt een veel hogere temperatuur Waterstof fusie begint in een schil rondom de kern Kernfusie schil dumpt nieuw helium op de kern De zwaarder wordende kern krimpt verder en produceert meer energie (A B; Rode reus) Leven van sterren, HOVO 31

32 Lichte sterren 0.4 (3) - 4 M Als helium kern 100 miljoen K fusie van helium tot koolstof. Kern wordt heter en expandeert. Schil met waterstof kernfusie koelt en totale energieproduktie neemt af (B C). Buitenlagen krimpen en worden heter. Helium fusie in schil rondom Koolstof kern (C D). Koolstof kern krimpt totdat druk van elektronen degeneratie het krimpen stopt Leven van sterren, HOVO 32

33 0.4-4 M Rode Reuzensterren zijn inderdaad reuzen! Betelgeuze in Orion Onze Zon over 6 miljard jaar QuickTime and a Video Format cvid decompressor are needed to see this picture. Grootte van Betelgeuze Grootte van aardbaan Grootte van Jupiter s baan Leven van sterren, HOVO 33

34 Pulsaties en massa-verlies De helium-fusie in een schil is instabiel M Om de paar duizend jaar ontstaat een thermische puls en ook de buitenlagen kunnen periodiek gaan pulseren. Hierbij wordt veel massa verloren! De weggeblazen buitendelen worden zichtbaar als een Planetaire Nevel Leven van sterren, HOVO 34

35 Helium flits Een kern helium flits vindt plaats omdat de sterkern in een gedegeneerde toestand is De elektronen oefenen een quantummechanische druk uit Dat betekent dat een toename van temperatuur niet leidt tot een toename van druk Als de temperatuur hoog genoeg is ontbrandt de helium, alles tegelijk, in een flits Omdat dit in de kern gebeurt is het effect aan het oppervlak niet eens zo groot Minder heftige helium flitsen in een schil vinden periodiek plaats in sterren op de reuzentak van het HR diagram, in een schil buiten de kern De helium in een schil ontbrandt explosief ster wordt groter en helderder uitgestoten schil van gas en stof Flitsen duren paar honderd jaar en gebeuren eens per tot jaar Leven van sterren, HOVO 35

36 voorbeelden van Planetaire Nevels M Leven van sterren, HOVO 36

37 Witte Dwergen De afkoelende naakte kernen van Rode Reuzen M Sirius B In Witte Dwergen vindt geen kernfusie meer plaats. De druk t.g.v. elektron degeneratie voorkomt verdere instorting. Rond Sirius draait een Witte Dwerg ster. Er zijn tot nu toe zo n 300 Witte Dwergen gevonden. De Zon zal sterven als een Witte Dwerg Leven van sterren, HOVO 37

38 Eigenschappen van Witte Dwergen Temperatuur : K Massa : 0,02 1,4 M (1,4 M = kritieke massa) Chandrasekhar limiet Aarde Diameter : vergelijkbaar met de Aarde Dichtheid : kilo per theelepeltje Aan het oppervlak weeg je ongeveer keer zwaarder! Witte Dwerg Hoofdreekssterren zwaarder dan 4 M hebben zwaardere kernen en laten geen Witte Dwergen achter Leven van sterren, HOVO 38

39 Witte Dwerg in een dubbel-ster Massa-overdracht vanaf Rode Reus en accretie op Witte Dwerg Gas verzamelt op oppervlak en detoneert in nucleaire explosie: Nova. Zoveel gas wordt op de Witte Dwerg gedumpt dat de massa groter De gehele ster wordt dan 1,4 M explodeert (SN Ia) en er blijft een neutronenster over! Supernova type Ia, sterkste supernova, 1 miljard keer Zon Leven van sterren, HOVO 39

40 Levensloop zware sterren Leven van sterren, HOVO 40

41 Sterren zwaarder dan 4 M > 4 M Kernen gaan geleidelijk over van waterstof fusie op helium fusie, met waterstof fusie in schil rond kern. De kernen zijn zwaarder en produceren meer energie dan de kernen van Rode Reuzen Rode Super-Reuzen. wervels in centrum, straling in buitendelen Gas in kern en schil is veel heter! Rode Super-Reuzen zig-zaggen door het HR diagram: Leven van sterren, HOVO 41

42 > 4 M Kernfusie in Rode Super-Reuzen Deze sterkernen zijn heet genoeg om ook koolstof te laten fuseren. Ieder kernfusie produkt dient als brandstof voor de fusie van nog zwaardere elementen zoals zuurstof, neon, silicium, tot ijzer. Deze kernfusies vinden plaats in schillen rondom de sterkern Leven van sterren, HOVO 42

43 De zichtbare restanten van type-ii Supernovae SN1987A (In Magelhaense Wolk) De Krabnevel in de Stier voor Een universele licht-kromme. na Type Ia: witte dwerg Type II: zware ster Leven van sterren, HOVO 43

44 Supernova gaat af; pulsar ontstaat Leven van sterren, HOVO 44

45 Wat blijft er over van de kern? opnieuw maakt de massa het verschil: 4-8 M : Neutronen-ster Boven 8 M : Zwart Gat > 4 M Substantieel massaverlies!! Leven van sterren, HOVO 45

46 Een Neutronen-ster kan zich manifesteren als een Pulsar Pulsars zijn kosmische vuurtorens (met radio-bundels wel te verstaan) Massa : M Diameter : 20 km Temperatuur : K Een paperclip van neutronen-ster materiaal is even zwaar als de Mount Everest! Gamma pulsen van de Vela pulsar N.B. een pulsar is dus een overblijfsel van een ster Leven van sterren, HOVO 46

47 Samenvatting Leven van sterren, HOVO 47

48 Van: Leven van sterren, HOVO 48

49 Leven van onze Zon Nu Langzame opwarming Rode reus Planetaire nevel Witte dwerg Geboorte In miljarden jaren Groottes niet op schaal Leven van sterren, HOVO 49

50 Evolutie van een zware ster Superreus Hoofd reeks Reus Zwart gat Geboorte nevel Protoster Supernova rest Neutronen ster Image credit: Brooks/Cole Thomson Learning Leven van sterren, HOVO 50