Inleiding Astrofysica college 6
Onze zon en de sterren De opbouw van de zon Binnen in de ster: opaciteit - Hoe lichtdoorlatend is het gas? Veel tegenwerking zorgt voor een heter gas. In de zon botst een foton ongeveer elke cm op een elektron, en wordt verstrooid in een willekeurige richting à random walk. Random walk: N=aantal botsingen Afgelegde weg naar buiten: x 1 cm R=695.500 km = 7x10 10 cm à N=5x10 21 C=300.000 km/sec à reistijd = 5000 jaar (eigenlijk nog veel langer!)
Onze zon en de sterren De opbouw van de zon Binnen in de ster: energietransport Granulatie = convectiecellen
Helioseismologie (asteroseismologie) hoe we binnen in een ster kunnen kijken Frequenties van trillingen hangen af van dichtheid als functie van straal
Onze zon en de sterren De opbouw van de zon De fotosfeer van de zon: de buitenste laag van de zon die we kunnen zien (als functie van golflengte). Zonnevlek Randverzwakking (limb darkening)
Hoe diep kunnen we in de zon kijken? Optische diepte: Absorptie coefficient (cm 2 /g) (opacity) Dichtheid (g/cm 3 ) Weglengte door gas/medium I 0 I Fotosfeer: Dichtheid = 3.0e-7 g/cm^3 k=0.1 g/cm^2
Magnetisch veld en zonnevlekcyclus (11 jaar)
Differentiele rotatie
Zonnevlekken en ons klimaat Kleine ijstijd!
Flares en protuberansen De zonnecorona is heel heet à 1x10 6 graden
Zonnestormen en Noorderlicht
Onze zon en de sterren Andere sterren
Sterren zijn bijna zwartlichaamstralers Kleur geeft de oppervlakte-temperatuur (fotosfeer) aan Helderheid (+ afstand + temperatuur) geeft grootte van ster
Astrofysica: licht, atomen en energie Korte herhaling VWO Quantumfysica, atomen en spectraallijnen Een atoom bestaat uit een kern van protonen en neutronen, met daar omheen electron(en). Electronen zijn deeltjes met een golfkarakter met specifieke energieniveaus in het atoom. Een electron dat naar een lager energie-niveau terugvalt zendt een foton uit met een specifieke energie (golflengte). Waterstofatoom spectraallijnen
Astrofysica: licht, atomen en energie Licht als foton - een energiepakketje Quantumfysica, atomen en spectraallijnen Het waterstofspectrum
Astrofysica: licht, atomen en energie Elk atoom heeft zo zijn eigen vingerafdruk
Onze zon en de sterren Het classificeren van sterren Sterren hebben verschillende absorptielijnen met temperatuur O, B, A, F, G, K, M à onderverdeeld in subklassen bijv. G2 O: blauw; T> 30,000 K B: blauwwit: 10,000-30,000 K A: wit: 7.500-10.000 K F: geelwit: 6.000-7.000 K G: geel: 5.200 6.000 K K: oranje: 3.700 5.200 K M: rood: 2.400 3.700 K
helderheidsklassen Klasse Omschrijving I Superreuzen II III IV V Heldere Reuzen Reuzen Subreuzen Hoofdreeksterren
Onze zon en de sterren Het Hertzsprung Russel-diagram
Begrijpen van HR diagram à massa s van sterren. Dubbelsterren (stellar binaries) geven meting van stermassa s. Baansnelheid kan gemeten worden dmv Doppler effect: Aarde Geeft massa s van beide sterren.
Massa-lichtkracht relatie op de hoofdreeks Dus, zware sterren verbranden hun waterstof veel sneller dan lichte sterren à leven veel korter!
Oorsprong van de massa-lichtkracht relatie 4 1 H à 4 He: 15 miljoen Kelvin nodig om coulombkrachten te overwinnen. In de zon: Proton-proton cyclus
Oorsprong van de massa-lichtkracht relatie 4 1 H à 4 He Zwaardere steren: CNOcyclus
Oorsprong van de massa-lichtkracht relatie Reactie-snelheid sterke functie van kern-temperatuur: Kern-temperatuur is afhankelijk van massa van ster.
Onze zon en de sterren Het Hertzsprung Russel-diagram
Onze zon en de sterren Na de hoofdreeks: Wanneer het waterstof opraakt in de sterkern à al het waterstof in de kern is omgezet in helium. à kern van puur helium, maar waterstof brandt in een schil à geen energieproductie in de kern à wordt kleiner à kleiner wordende kern levert veel zwaartekrachtsenergie à de energie laat de temperatuur stijgen en versneld kernfusie à veel hogere energieproductie laat ster flink uitdijen. à buitenste lagen koelen flink af. à Rode Reus à Heliumkern groeit tot deze ook ontbrandt à triple alfa proces: 3He à C C + He à O
Waterstof à helium kernfusie (proton-proton cyclus/ CNO cyclus) Inert helium Helium à koolstof/zuurstof kernfusie (triple-alfa reactie) Inert koolstof/zuurstof Hoofdreeks 9 Gjr Reuzentak (1 Gjr) Asymptotische reuzentak
10.000 1.000 Einde kernfusie He-fusie in schil Asymptotische reuzentak Lichtkracht (L zon ) 100 10 Evolutie van de zon H-fusie (9 Gjr) He-fusie in kern (100 Mjr) He-ontsteking H-fusie in schil ( 1 Gjr) rode reuzentak 1 8000 7000 6000 5000 4000 3000 Effectieve temperatuur (K)
Onze zon en de sterren Wanneer het waterstof opraakt in de sterkern Lichtste sterren: à De lichtste sterren (0.1 Mzon) verbranden hun waterstof heel langzaam à Ze ondergaan volledige convectie kunnen lang waterstof blijven fuseren. à tot zo n 10.000 miljard jaar op de hoofdreeks Sterren van zo n <0.5 Mzon gaan geen helium verbranden Nog geen van deze sterren oud genoeg in het heelal! 0.08 Mzon à nooit H-verbranding (alleen deuterium) Bruine Dwerg
Onze zon en de sterren Wanneer het waterstof opraakt in de sterkern Zware sterren: à zware sterren gaan steeds zwaardere elementen fuseren, tot aan ijzer! Waterstof fusie Helium fusie koolstof fusie Zuurstof fusie Neon fusie Magnesium fusie Silicium fusie ijzerkern
Onze zon en de sterren Sterevolutie in het HR diagram