Sterren en sterevolutie Edwin Mathlener

Transcriptie

1 Sterren en sterevolutie Edwin Mathlener

2

3 lichtjaar

4

5

6 convectiezone stralingszone kern 15 miljoen graden fotosfeer 6000 graden

7 Kernfusie protonprotoncyclus E=mc 2

8 Kernfusie CNO-cyclus

9 Zichtbare kenmerken van sterren Kleur Helderheid

10 Kleur Kleur: indicatie voor oppervlakte temperatuur Rood is koel (4000 K) Geel is gemiddeld (6000 K) Blauw is heet (8000 K en meer)

11 Wet van Wien Planckfunctie

12 Helderheid Ons oog onderscheidt grootteklassen: magnituden Eén magnitude = factor 2,5 Magnitude 1 helder Magnitude 6 zwakst Schaal uitgebreid naar boven en beneden en wiskundig onderbouwd: m 1 - m 2 = 2.5 log (l 2 /l 1 )

13 Absolute helderheid Helderheid van sterren afhankelijk van afstand. Sterren objectief vergelijken door ze op dezelfde afstand te plaatsen: 10 parsec = 32 lichtjaar absolute helderheid M = m log d

14 Afstandsbepaling Door parallax: 1 boogseconde 1 parsec = 3,2 lichtjaar Voor verdere afstanden afgeleide technieken.

15 Massa van sterren Via dubbelsterren: uit periode, snelheiden en afstanden m.b.v. zwaartekrachtwetten van Newton. Massa van sterren bepalend voor levensloop.

16 Spectroscopie Gloeiende lichtbron Prisma Spleet Continu spectrum

17

18

19

20

21

22 Pickerings harem

23 Analyse van sterlicht leert ons: Samenstelling (soort lijnen) Temperatuur (soort lijnen) Type ster (reus of dwerg) (breedte lijnen) Magneetveld (verdubbeling lijnen Zeemaneffect)

24 Kleur-Helderheidsdiagram Hertzsprung-Russelldiagram Vergelijk sterren objectief door kleur en (absolute) helderheid in diagram te plaatsen. Kleur ~ temperatuur ~ spectraaltype Absolute helderheid ~ lichtkracht

25 HRD O B A F G K M spectraaltype temperatuur tot 100 pc superreuzen heldere reuzen reuzen Ia Ib II III lichtkracht IV subreuzen V hoofdreeks helderheid (magnitude) witte dwergen kleurindex

26 20 helderste sterren lichtkracht Spica O B A F G K M spectraaltype temperatuur Rigel β Crucis Deneb β Centauri Achernar Regulus Wega Fomalhaut Sirius Altair Canopus zon Capella Arcturus Pollux Procyon α Centauri Betelgeuze Antares Aldebaran helderheid (magnitude) Ster van Barnard kleurindex

27 Diameters van sterren O B A F G K M spectraaltype temperatuur 1000 zeer groot lichtkracht helderheid (magnitude) 1 zeer klein kleurindex 0,01 0,1

28 massa- lichtkracht relatie O B A F G K M spectraaltype temperatuur 20 M 10 M lichtkracht 2 M 1,5 M 1 M helderheid (magnitude) 0,5 M 0,1 M kleurindex

29

30 Orionnevel

31 Proplyds

32 M16

33

34

35 HH 901 and HH 902 in Carina-nevel

36 NGC 346 in Kleine Magelhaense Wolk

37 a) donkere wolk b) gravitationele collaps c) protoster bipolaire uitstroom omhulling schijf dichte kern AE AE tijd = AE d) T Tauri-ster e) pre-hoofdreeksster f) jong stersysteem bipolaire uitstroom planetaire puinschijf centrale ster tot jaar centrale protoplanetaire planetenstelsel ster tot schijf tot jaar na 100 AE jaar 100 AE 50 AE jaar

38

39 Hoe lang stralen sterren? De zon: ~ 10 miljard jaar Grotere massa, dan ook veel helderder! Voorbeeld: 2 x zwaarder 15 x helderder Resultaat: leeft ruim 7 x korter

40

41 Stabiele sterren in evenwicht Gewicht kolom materie Tegendruk sterrengas

42 zware stoffen zakken naar beneden olie water waterstof helium

43 Waterstof Helium Koolstof, stikstof, zuurstof

44 Triple-alpha proces

45 Rode reus: He-fusie in kern Asymptotische reus (AGBster): He-fusie in schil om koolstof kern

46 Lichtkracht AGB

47

48 Lichte en zware sterren Licht tot ca. 8 zonsmassa Blaast buitenlagen geleidelijk weg: planetaire nevel Verrijkt interstallair gas met C, N, O Kern blijft achter als witte dwerg (lichter dan 1,4 zonsmassa) Zwaar boven 8 zonsmassa Eindigt als supernova!

49

50 Ei-nevel (WFC3 (CRL 2688) zichtbaar licht en IR)

51 Witte dwerg Compacte ster: typisch ~ diameter aarde, ~ 1 zonsmassa Gedegenereerde (ontaarde) materie Snelbewegende elektronen leveren tegendruk tegen zwaartekracht Chandrasekhar limiet: 1,4 zonsmassa

52 Witte dwerg die te zwaar wordt explodeert als super kernbom Supernova Type 1a

53 Tycho, 1572 Chandra en Spitzer Hubble, WFPC2

54

55 Supernova II (Ib,Ic) Exploderende zware reuzenster Vormt neutronenster of zwart gat Weggeblazen buitenlagen rijk aan zware elementen Nog zwaardere elementen worden gevormd tijdens explosie door invang van neutronen Alle zwaardere elementen zijn ooit gevormd in sterren Wij bestaan uit sterrenstof!

56 Supernova 1054

57 2010 SN 1987A

58

59

60 Neutronenster Bol neutronen met een doorsnede van ca. 20 km en een massa van 1 à 2 zonsmassa s Bijeengehouden door kernkrachten: feitelijk één reusachtige atoomkern Wordt de ster te zwaar, dan kunnen ook de kernkrachten de zwaartekracht niet weerstaan (vgl. Chandrasekhar bij witte dwergen)

61 Pulsars PSR B s = 1,4 x per seconde Vela Pulsar 89 ms = 11 x per seconde Krab Pulsar 30 x per seconde PSR J x per seconde

62 Pulsars PSR B s = 1,4 x per seconde Vela Pulsar 89 ms = 11 x per seconde Krab Pulsar 30 x per seconde PSR J x per seconde

63 Pulsars PSR B s = 1,4 x per seconde Vela Pulsar 89 ms = 11 x per seconde Krab Pulsar 30 x per seconde PSR J x per seconde

64 Pulsars PSR B s = 1,4 x per seconde Vela Pulsar 89 ms = 11 x per seconde Krab Pulsar 30 x per seconde PSR J x per seconde

65 Pulsars PSR B s = 1,4 x per seconde Vela Pulsar 89 ms = 11 x per seconde Krab Pulsar 30 x per seconde PSR J x per seconde

66 Zwart gat (stellair) Ontstaat vermoedelijk als ster te zwaar is om als neutronenster te eindigen Zwaartekracht balt materie samen tot singulariteit : punt met oneindig hoge dichtheid ZG wordt begrensd door waarnemingshorizon: kom je binnen die horizon, dan is er geen ontsnapping meer mogelijk Ook licht kan er niet uit, vandaar de naam

67 XTEJ Cygnus-X1

68

69 Vragen?