Sterren en sterevolutie Edwin Mathlener

Sterren en sterevolutie Edwin Mathlener

100 000 lichtjaar

convectiezone

stralingszone kern 15 miljoen graden

fotosfeer 6000 graden

Kernfusie

protonprotoncyclus

E=mc2

Kernfusie

CNO-cyclus

Zichtbare kenmerken van sterren • Kleur • Helderheid

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

Wet van Wien Planckfunctie

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:  m1 - m2 = 2.5 log (l2/l1)

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 + 5 - 5 log d

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

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

Spectroscopie Gloeiende lichtbron

Prisma

Spleet Continu spectrum

Pickerings ‘harem’

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

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

O B A

HRD tot 100 pc

F

G

K

M

spectraaltype temperatuur Ia

superreuzen Ib

reuzen

lichtkracht

IV subreuzen

V hoofdreeks

witte dwergen

kleurindex

II III helderheid (magnitude)

heldere reuzen

O B A

20 helderste sterren

F

G

K

M

spectraaltype temperatuur

Deneb Rigel β Crucis

Betelgeuze Antares

β Centauri Achernar Canopus Spica

Capella

Regulus

Aldebaran

Wega Fomalhaut Sirius Altair

Pollux Procyon α Centauri zon

Ster van Barnard

kleurindex

helderheid (magnitude)

lichtkracht

Arcturus

O B A

F

G

K

M


zeer groot

Diameters van sterren

lichtkracht

100 ๏

10 ๏

1๏

0,1 ๏

zeer klein

0,01 ๏ kleurindex


1000 ๏

O B A

massa- lichtkracht relatie

F

G

K

M


20 M๏


10 M๏

lichtkracht

2 M๏ 1,5 M๏ 1 M๏

0,5 M๏

0,1 M๏

kleurindex

Orionnevel

Proplyds

M16

HH 901 and HH 902 in Carina-nevel

NGC 346 in Kleine Magelhaense Wolk

a) donkere wolk

b) gravitationele collaps

c) protoster bipolaire uitstroom

omhulling

schijf

dichte kern ⇤ 200.000 AE ⇥

d) T Tauri-ster bipolaire uitstroom

centrale ster 100.000 tot ⇥ 3.000.000 jaar

⇤ 10.000 AE ⇥

e) pre-hoofdreeksster

100 AE

⇤

500 AE

100 AE

10.000 tot 100.000 jaar

centrale ster

3.000.000 tot 50.000.000 jaar ⇤

⇥

f) jong stersysteem

planetaire puinschijf

protoplanetaire schijf

⇤

tijd = 0

⇥

⇤

50 AE

planetenstelsel na ⇥ 50.000.000 jaar

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

Stabiele sterren in evenwicht Gewicht kolom materie

Tegendruk sterrengas

zware stoffen zakken naar beneden

waterstof olie helium water

Waterstof

Helium

Koolstof, stikstof,   zuurstof

Triple-alpha proces

Rode reus: He-fusie in kern

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

Lichtkracht

AG B

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!

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

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

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

Tycho, 1572

Chandra en Spitzer

Hubble, WFPC2

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!

Supernova 1054

SN 1987A

2010

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)

Pulsars • PSR B0329+54  0.714519 s = 1,4 x per seconde • Vela Pulsar  89 ms = 11 x per seconde • Krab Pulsar  30 x per seconde • PSR J0437-4715  174 x per seconde





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

Cygnus-X1

XTEJ1118+480

Vragen?

Sterren en sterevolutie Edwin Mathlener

Recommend Documents