Inleiding Astrofysica

Transcriptie

1 Inleiding Astrofysica Hoorcollege VI 15 oktober 2018

2 Samenvatting hoorcollege V n Detectie van licht n Detectie van zwaartekrachtgolven n Optische diepte n Atmosfeer van de Zon n Fotosfeer (granules, zonnevlekken) n Chromosfeer n Corona n Zonnewind

3 CCD camera Vraag: Waarom worden bijna alle moderne opnames met CCD camera s gemaakt?

4 CCD camera Vrijwel alle astronomische waarnemingen worden met CCD (=charge coupled device) camera's gedaan. Deze kunnen digitaal worden gecombineerd, zodat we hele diepe opnames kunnen maken die ook eenvoudig te analyseren zijn. Bovendien hebben CCDs ook een hoge gevoeligheid over een breed bereik in golflengte.

5 Zwaartekrachtgolfastronomie Zwaartekrachtsgolven worden veroorzaakt door de beweging van (massieve) objecten door de ruimte. Met de eerste detecties is een heel nieuw gebied voor de sterrenkunde open gegaan. Vorig jaar is een andere belangrijke stap gezet: Detectie van fusie van neutronensterren Match met elektromagnetische straling

6 Atmosfeer van de Zon Vraag: Welke drie lagen onderscheiden we in de atmosfeer van de Zon?

7 Een doorsnede van de Zon

8 Variaties in oppervlaktehelderheid zonnevlek Randverzwakking (limb darkening)

9 Randverzwakking Vraag: Waardoor wordt randverzwakking veroorzaakt?

10 Randverzwakking We kunnen tot een optische diepte τ 1 kijken: in het midden van de schijf kijken we dieper dan aan de rand we zien een hogere temperatuur in het midden (T 6100K) dan aan de rand Stefan-Boltzmann het midden van de schijf is helderder. De gemiddelde temperatuur is T~5700K. Figuur 7.2

11 Vragen?

12 Onderwerpen vandaag n Ontstaan van planeten n Chemische differentiatie n Ontstaan van een atmosfeer n Datering van ons zonnestelsel n Temperatuur van planeten

13 Twee soorten planeten In het zonnestelsel onderscheiden we de planeten in aardachtige planeten (terrestial) en gasreuzen (Jovian) die duidelijk andere eigenschappen hebben. Eigenschap Aardachtig Gasreus Massa laag (<1 M ) hoog (>10 M ) Samenstelling rots/metaal ϱ>3000 kg m -3 gas/ijs ϱ<2000 kg m -3 Rotatie langzaam (P>24uur) snel (P<18 uur) Satellieten weinig veel Afstand tot Zon a < 2 AE a >5 AE Kunnen we deze verschillen verklaren?

14 Het zonnestelsel Planeten Dwerg-planeten Figuur 8.1

15 Wat is een planeet? Tijdens de IAU General Assembly van 2006 in Praag is besloten dat een planeet als volgt is gedefinieerd: 1. Het is in een baan rond de Zon en is geen satelliet van een andere planeet; en 2. De zwaartekracht heeft de compressiekrachten overwonnen waardoor het een (vrijwel) ronde vorm heeft, in hydrostatisch evenwicht; en 3. De omgeving van zijn baan heeft schoongeveegd (baan dominantie). Dankzij deze definitie is Pluto niet langer een planeet, maar is het een dwergplaneet (voldoet niet aan vereiste #3).

16 Het zonnestelsel De Zon bevat 99.8% van de massa in ons zonnestelsel. De resterende 0.2% bevindt zich in een dunne schijf met name in de vorm van planeten. De planeten: Bewegen allemaal in dezelfde richting. Roteren bijna allemaal in dezelfde richting om hun as. Hebben heel vergelijkbare leeftijden (4.6x10 6 jaar). Bijna al het impulsmoment in de planeten (60% Jupiter!)

17 Oorsprong van het zonnestelsel Deze globale waarnemingen suggereren dat het zonnestelsel is gevormd uit een enkele ronddraaiende proto-planetaire schijf. Een goede theorie van de oorsprong van het zonnestelsel moet ook de verscheidenheid aan objecten in het zonnestelsel kunnen verklaren, alsmede hun eigenschappen. Hoe kunnen we deze ideeën testen? Voorspelling: alle objecten zijn (ongeveer) even oud.

18 Hoe oud is het zonnestelsel? Hoe kunnen we de leeftijd van objecten in ons zonnestelsel bepalen? De leeftijd van de Zon kunnen we schatten met gedetailleerde modellen die vergeleken worden met de waarnemingen (fotosfeer en helioseismologie). De leeftijd van de Aarde en andere objecten (meteorieten in het bijzonder) kunnen we bepalen dankzij het radioactief verval van zware elementen die in het gesteente opgesloten zitten en die heel langzaam vervallen: radiometrische datering.

19 Leeftijd van het zonnestelsel Het aantal radioactieve atomen N neemt exponentieel af, maar de halfwaardetijden τ 0 verschillen per element: Een belangrijke vervalreeks is: Dat vervolgens in een aantal snelle reacties eindigt als 206 Pb. 238 U/ 206 Pb is een klok t (als er oorspronkelijk geen lood aanwezig was )

20 Leeftijd van het zonnestelsel Maar de oorspronkelijke hoeveelheid 206 Pb kan worden bepaald door deze te vergelijken met die van 204 Pb (dit is namelijk geen product van een vervalreeks!)

21 Leeftijd van het zonnestelsel De beste metingen komen van meteorieten, omdat de Aarde tijdens haar formatie lange tijd vloeibaar was en er daarom chemische differentiatie van elementen heeft kunnen plaats vinden: zware atomen zinken naar de kern. Deze atomen vervallen ook nu nog en zorgen dat de kern van de Aarde gesmolten blijft (T=5000K) zodat er geologische activiteit is. Er is voldoende thermische energie om dit nog miljarden jaren vol te houden. Maar de geologische activiteit maakt het dateren van de Aarde lastig, omdat de Aardkorst minder oud is.

22 Leeftijd van het zonnestelsel Meteorieten zijn echte fossielen van het Zonnestelsel en resulteren in een leeftijd van (4.54 ± 0.05)x10 9 jaar. Door de abondanties van een aantal radioactieve elementen te vergelijken kunnen we zelfs iets leren over de eigenschappen van de gaswolk waaruit de Zon is gevormd.

23 Planeetvorming stap 1 Het ontstaan van planeten is een natuurlijk gevolg van het proces dat sterren vormt: Een gaswolk trekt samen door de zwaartekracht mits de gasdruk niet te hoog is (T<10K). Als de gaswolk een netto impulsmoment heeft dan vormt zich een roterende schijf. De ster vormt in het centrale deel en kleine klompjes materiaal in de schijf groeien uit tot planeten.

24 Oorsprong van het zonnestelsel

25 Proto-planetaire schijven

26 Proto-planetaire schijven

27 Planeetvorming stap 2 Een belangrijke stap is condensatie: metalen condenseren op hoge temperatuur, rotsachtig materiaal op middelmatige temperatuur en ijs op lage temperatuur en vluchtige stoffen op heel lage temperatuur. De volgende stap is accretie: condensaten plakken aan elkaar door elektrostatische krachten. Deze groeien uit to planetisimals met een diameter van ~1km. Daarna volgt de samensmelting: de klompen worden door de zwaartekracht samengetrokken en zo groter (tenzij ze te hard op elkaar botsen).

28 Planeetvorming stap 2 De samenstelling van de gecondenseerde brokken hangt af van de temperatuur: In de buitendelen kunnen gasrijke planeten vormen. Als ze zwaar genoeg zijn (meer dan 15M ) dan kunnen ze ook helium en waterstof vasthouden. In de binnendelen kunnen alleen metaal- en siliciumrijke hemellichamen vormen. De protoplaneten zijn vloeibaar en zware atomen zakken naar het centrum: chemische differentiatie.

29 Vorming van de atmosfeer De planeet koelt af terwijl de chemische differentiatie zorgt voor een gasrijke atmosfeer. Deze kan ook weer veranderen door chemische processen. De oorspronkelijke atmosfeer van de Aarde bestond voornamelijk uit waterstof, helium, methaan en ammoniak. Het waterstof en helium verdween snel in de ruimte en UV straling van de Zon vernietigde de methaan en ammoniak. Een secundaire atmosfeer van H 2 O en CO 2 ontstond vervolgens door ontgassing tijdens differentiatie. Hetzelfde gebeurde bij Venus, maar die atmosfeer bestaat nu voor 96.5% uit CO 2 en 3.5% N 2. Waarom?

30 Vorming van de atmosfeer Fasediagram voor water: Mars is te koud en Venus te heet voor vloeibaar water. Het gebied waar vloeibaar water mogelijk is de leefbare zone (habitable zone) Figuur 10.4

31 Vorming van de atmosfeer Het CO 2 kon op Aarde oplossen in water en reageren met andere opgeloste stoffen tot onoplosbare zouten, zoals CaCO 3 waarna een atmosfeer van inerte moleculen, met name N 2, overbleef. Mars heeft een ijle atmosfeer (P~0.006 atm) die voor 95% uit CO 2 bestaat (net als Venus). Er is weinig water omdat er geen bescherming tegen UV straling is. De gasreuzen hebben een atmosfeer van voornamelijk waterstof en helium, maar er zijn verschillen in de chemische samenstelling.

32 Een atmosfeer in beweging De banden in de atmosfeer van Jupiter ontstaan door convectie. De grote rode vlek is een storm (3x groter dan de Aarde) die mogelijk al 400 jaar woedt. Yamila Miguel

33 Vorming van de atmosfeer Uranus en Neptunus hebben meer methaan, waardoor zij blauw/groen lijken.

34 Verschillen tussen de gasreuzen Ook is de interne structuur van de buitenste gasreuzen anders: de druk is niet hoog genoeg om metallisch waterstof te vormen. Figuur 10.12

35 Planeetvorming laatste stap Vervolgens is er een grote schoonmaak : de planeet veegt zijn baan schoon door resterende brokstukken aan te trekken (of weg te slingeren); dit noemen we het zwaar bombardement. Of een hemellichaam zijn baan schoonveegt is een belangrijk criterium om het een planeet te noemen. Dit is bijvoorbeeld niet het geval voor Pluto. Een brokstuk ter grootte van Mars sloeg in op de Aarde waarbij een groot stuk afsplitste: de Maan!

36 Vorming van de Maan Figuur 9.13: deze hypothese verklaart waarom de maan vooral rots is en de rotatie as van de Aarde niet loodrecht op de ecliptica staat.

37 Kraters op de Maan De korst aan de aardkant van de Maan is dunner en daardoor is er meer vulkanisme geweest dat veel kraters heeft uitgewist.

38 Kraters in het zonnestelsel Op Aarde zien we alleen recente kraters omdat de Aarde geologisch actief is en er veel erosie is; in tegenstelling tot b.v. Mars.

39 Temperaturen in het zonnestelsel De planeten in het zonnestelsel hebben verschillende temperaturen. Kunnen we dit verklaren?

40 Temperatuur op de Maan Vraag: Wat is de het verschil in temperatuur tussen de middag en middernacht? a) Geen verschil b) 80K c) 250K d) 500K

41 Temperaturen in het zonnestelsel De temperatuur aan het oppervlak van een planeet hangt af van de afstand tot de Zon en de albedo A, i.e. hoeveel straling wordt gereflecteerd A=0 voor een zwartlichaamstraler. De albedo hangt af van de samenstelling; de Aarde heeft A=0,4 maar de Maan A=0,07. De hoeveelheid energie die een planeet met straal R P absorbeert is:

42 Evenwichtstemperatuur De geabsorbeerde energie warmt de planeet op tot een evenwichtstemperatuur T P. Als we dit benaderen als een zwartlichaamstraler dan is de uitgestraalde energie: Figuur 8.2: spectrum van Mars; op korte golflengtes zien we gereflecteerd licht en op lange golflengtes thermische emissie met TP~225K.

43 Evenwichtstemperatuur De geabsorbeerde energie warmt de planeet op tot een evenwichtstemperatuur T P. Als we dit benaderen als een zwartlichaamstraler dan is de uitgestraalde energie: Dit resulteert in een evenwichtstemperatuur: Dit is een goede benadering als de planeet snel roteert (alleen dan is de temperatuur overal hetzelfde).

44 Evenwichtstemperatuur Als een planeet heel langzaam roteert, dan wordt alleen een oppervlak Σ verhit en zal dit oppervlak met een andere temperatuur stralen (we nemen aan dat de warmte zich niet kan verspreiden): Dit is de hoogste temperatuur voor een hemellichaam dat de energie alleen van de Zon krijgt.

45 Temperatuur op de Maan De maan is een langzame rotator zonder dampkring (dus geen warmtegeleiding) met een albedo A=0.07. De maximale temperatuur rond de evenaar wanneer de Zon hoog staat is 388K (=115 C). De temperatuur aan de nachtkant wordt bepaald door de warmtecapaciteit van het gesteente, maar koelt heel snel af: aan het eind van de nacht (na aarddagen) is het slechts 123K (-150 C)! De situatie is nog extremer voor Mercurius (1 dag duurt 176 aarddagen): de nachtkant is een van de koudste plekken in het zonnestelsel!

46 Koeling van ruimtelescopen Hetzelfde principe kan worden gebruikt om ruimtetelescopen passief te koelen: aan de achterkant van het sterk reflecterende zonneschild is het veel kouder!

47 Temperaturen van de planeten Venus is een langzame rotator, maar de atmosfeer is goed gemixt. Maar het is veel warmer dan verwacht. Hetzelfde geldt voor de andere planeten (weliswaar niet zo extreem). De gasreuzen zijn warmer omdat de hitte die is opgewekt bij de samentrekking van het gas nog niet helemaal is weggestraald (jonge planeten zijn heet)

48 Broeikaseffect De temperatuur van Venus en de Aarde zijn hoger omdat zij een atmosfeer hebben. Hun massa is hoog genoeg om (zware) moleculen vast te houden. De atmosfeer is transparant voor fotonen in het optisch bereik, maar de thermische straling piekt in het infrarood. De atmosfeer is niet transparant op deze golflengtes en wordt niet direct uitgestraald. Dit is het broeikaseffect. De impact hangt af van de chemische samenstelling van de atmosfeer die de optische diepte bepaalt.

49 Broeikaseffect

50 Extra energiebron Jupiter en Saturnus stralen meer energie uit dan zij van de Zon ontvangen. Zo absorbeert Jupiter 3.8x10 17 W maar zendt 2x zo veel energie uit op infrarood golflengtes. Hoe kan dat? Radioactief verval (zoals in de kern van de Aarde) kan dit niet verklaren. De oorzaak is de samenpersing van de planeet door de eigen zwaartekracht. Hetzelfde proces is van belang voor de vorming van sterren.

51 Zwaartekracht als energiebron Stel dat de planeet een uniforme dichtheid ϱ heeft, dan is de potentiële energie du van de schil met straal r en dikte dr:

52 Zwaartekracht als energiebron De totale potentiële energie U van een planeet met straal R krijgen we door te integreren over alle schillen van r=0 tot r=r: Door de planeet iets te laten krimpen (waarbij de massa gelijk blijft) neemt de potentiële zwaartekrachtsenergie af:

53 Zwaartekracht als energiebron Als de extra 4x10 17 W (=du/dt) die Jupiter uitstraalt opgewekt wordt door de verandering in potentiële energie, dan trekt de planeet samen met een snelheid van: Sinds het ontstaan van het Zonnestelsel hoeft de straal van Jupiter slechts 2300km af te nemen (~3% van de huidige straal) om het huidige stralingsniveau vol te houden. Planeten worden heet geboren: als materiaal samentrekt wordt de potentiële zwaartekrachtsenergie omgezet in warmte. De potentiële zwaartekrachtsenergie is een geweldige bron van energie: essentieel voor de evolutie van sterren!

54 Het restafval

55 Het restafval Er vliegen nog altijd resten van de formatie van het Zonnestelsel rond. Deze spannen een hele range in grootte (de kleinsten noemen we meteoroïden): Asteroïden (of planetoïden): rots- en metallische objecten in de gordel tussen Mars en Jupiter (1.5 AE<a<5.2 AE). Trans-Neptunische Objecten (TNOs): ijs- en rotsachtige objecten voorbij de baan van Neptunus (a>30 AE). Kometen: ijzige objecten met een lage massa die pas goed zichtbaar worden als ze dicht bij de Zon komen.

56 Asteroïdengordel

57 Asteroïdengordel

58 Lagrangepunten Als twee lichamen (waarvan er een veel zwaarder is) op cirkelbanen om hun massamiddelpunt draaien, dan zijn er 5 punten waar de versnelling door de gecombineerde zwaartekracht een deeltje op een cirkelbaan kan houden; dit zijn de Langrange punten. Figuur 11.1

59 Lagrangepunten Het L2 punt van Aarde-Zon is een goede plek om ruimtetelescopen te plaatsen. Het is een thermisch stabiele omgeving voor Planck, Herschel, Gaia, JWST, Euclid,

60 Trans-Neptuniaanse Objecten (TNO) Zoals de naam al aangeeft, zijn dit objecten met banen die buiten die van Neptunus liggen: a>30 AE. Op deze afstand zijn objecten koud en kunnen maar weinig zonlicht reflecteren: objecten zijn lastig te vinden. De eerste TNO was Pluto (in 1930). In 1979 werd Charon, een maan van Pluto ontdekt. Inmiddels zijn er een flink aantal ontdekt (dit was een belangrijke drijfveer voor een nieuwe definitie van een planeet).

61 Kuipergordel In 1951 beargumenteerde Gerard Kuiper dat er heel veel TNOs zouden moeten zijn: een restant van de formatie van het zonnestelsel. Maar deze objecten zijn lastig te detecteren. Pas recent dankzij moderne analyse technieken kan er redelijk efficiënt naar Kuiperbelt objecten (KBOs) worden gezocht. Deze bevinden in een ring met 30 < a < 50 AE: de zogenaamde Kuipergordel.

62 Kuipergordel 3:2 en 2:1 resonantie met Neptunus Figuur 11.5

63 Objecten in de Kuipergordel

64 Veel gruis De TNOs die we kunnen waarnemen hebben doorsnedes groter dan 30km, terwijl de kleinste asteroïden die we direct kunnen waarnemen een diameter van ~1km hebben. Dankzij impact kraters op grotere asteroïden weten we echter dat er heel veel kleinere asteroïden moeten zijn.

65 Kometen Als we een TNO-achtig object van ~1km doorsnede op een afstand van 4 AE van de Zon brengen, dan zal het ijs aan het oppervlak beginnen te sublimeren. De zonnewind zorgt voor een staart van geïoniseerd materiaal, maar de stofdeeltjes die losraken worden door de stralingsdruk van de Zon weggeblazen.

66 Kometen hebben twee staarten

67 Rosetta: close-up van een komeet

68 Rosetta: close-up van een komeet

69 Twee soorten kometen Kort-periode kometen verliezen na ongeveer 105 jaar al het ijs. We hebben dus een bron van kometen nodig: de Kuipergordel. Maar sommige kometen hebben retrogade banen: deze komen uit de Oortwolk (a~50000 AE).

70 Oortwolk

71 Bezoek van ver: ʻOumuamua De baan en hoge snelheid (25 km/s) van de vorig jaar ontdekte asteroïde (of komeet) 1I/2017 U1 (230x35x35m) suggereert dat deze van buiten ons zonnestelsel komt.