titel - Maastricht University

RAADSELS
VAN
DE
STERRENKUNDE
Ronald Westra
Dep. Mathematics
Maastricht University
February 16, 2006
lectures :
http://www.math.unimaas.nl/personal/ronaldw/home1.htm
3.
De Zon
en andere
Sterren
IInhoud College 3:
1. Onze zon als ster
2. Soorten sterren
3. Levensloop en Evolutie van de sterren
4. Exotische eindproducten
3.1 Onze Zon als Ster
Karakteristieken
Zon
Diameter
1.392.000 km
Massa
1,989×1030kg
Dichtheid
1,41 g/cm3
Rotatietijd 25,38 dag
Omlooptijd in melkweg
225×106 jaar
Afstand centrum melkweg 27.000 ljr
Afstand tot aarde 149.598.000 km
Uitgestraalde energie
3,8×1026 J/s
Helderheid –26,8 magnitude
Temperatuur (oppervlak) 5510 °C
Samenstelling
70% H, 28% He,
Temperatuur centrum
15,5×106 °C
Dichtheid centrum 148 g/cm3
Druk centrum
2×1016 Pa
(C) Courtesy NASA/JPL-Caltech
Struktuur van de zon
Zon Inwendige struktuur.
Struktuur van de Zon met verschillende aspecten
Inwendige van de Zon transport van straling naar buiten
Productie en
transport van
Energie in
de Zon
Energieproductie in de Zon
Lang was het onduidelijk hoe de enorme vermogen van de
zon wordt opgewekt. Alle processen die men zich kon
voorstellen, bv gravitationele collaps, konden hooguit
voor een paar miljoen jaar energie leveren, terwijl uit
fossielen duidelijk was dat het klimaat op aarde al veel
langer stabiel was.
Na de revolutionaire publicaties van Albert Einstein in
1905 werd duidelijk dat de energie afkomstig kon zijn
door omzetting van massa in energie volgens Einstein’s
beroemde formule E = mc².
Het feitelijk proces is nu bekend als
Kernfusie.
Kernfusie in de Zon
Kernfusie is het samensmelten van de kernen van
verschillende atomen, waarbij een ander element wordt
gevormd.
Wanneer atomen van lichte elementen zoals waterstof
(H)samensmelten, komt energie vrij. Het fuseren van zware
atomen kost juist energie. De overgang tussen licht en
zwaar ligt bij het element ijzer.
Kernfusie is de energiebron van de zon en de sterren.
De zon zet per seconde 600 miljoen ton waterstof om in
596 miljoen ton helium.
Het verschil in de massa, vier miljoen ton, is in energie
omgezet volgens
E = mc² = 3.6.1026 Watt.
Kernfusie in de zon : De reactie en de vrijkomende energie
Kernfusie in de zon : De gehele reactie verloopt in een
ketting van verschillende stappen.
Tot ijzer (58Fe) Kernfusie,
vanaf nikkel (62Ni) Kernsplitsing
Energietransport van centrum naar
rand 1/2
De energie zit in electromagnetische straling.
De drager van deze straling heet ‘foton’.
In het centrum van de zon zijn druk en temperatuur zo
hoog dat het foton uit de fusiereactie meteen weer
geabsorbeerd wordt door andere ionen.
Het foton wordt later weer in een willekeurige richting
uitgezonden (re-emission), bv weer terug naar het
centrum!
Energietransport van centrum naar
rand 2/2
Op deze wijze volgt het foton een zigzag-pad dat het
uiteindelijk tot de oppervlakte van de zon brengt waar
het dan ongehinderd de zon verlaat.
Deze reis kost gemiddeld ongeveer een millioen jaar!
Ondertussen heeft het foton zoveel energie afgedragen dat
het veranderd is van hoge energie gamma straling tot lage
energie zichtbaar licht.
Een deel van de straling is in de vorm van neutrinos. Het
centrum van de zon is nagenoeg doorzichtig voor de
neutrino, dus verlaat het de zon binnen een paar seconden
in een rechte lijn.
Foton-transport
Zigzagpad van
1 miljoen jaar
naar
oppervlakte,
dan
8 minuten
naar aarde!
Het
neutrino
verlaat de
zon echter
direct!
Zonnevlammen
Zonnevlam (flare) in zichtbaar licht met de TRACE sateliet.
Zonnevlam in ultraviolet licht.
Zonnevlam door de SOLAR VOYAGER sateliet:
http://www.solarvoyager.com/images/
Zonnevlammen in zichtbaar licht met de TRACE sateliet.
Zonnevlekken
Zonnevlek Duidelijk zichtbaar is de umbra en de penumbra.
Zonnevlek in ultraviolet licht met de TRACE sateliet.
Zonnevlek met op dezelfde schaal de aarde
Zonnevlek convectiecellen: ‘granulae’
Zonnevlek nagebootst: convectiecellen in een stroperig medium
Zonnevlekken : convectiecellen in de convectiezone
De Zonnecyclus
Zonnecyclus Beelden van Japanse röntgensatelliet Yohkoh
gedurende zonnecyclus
Zonnecyclus Beelden van NASA/ESA satelliet SOHO
Zonnecyclus in afgelopen eeuwen (Wilcox Solar Observatory)
Zonnecyclus in afgelopen eeuwen (zichtbaar licht)
Zonnecyclus in afgelopen eeuwen (zichtbaar licht)
Zonnecyclus in afgelopen jaren (magnetische veldsterkte)
Het Babcock
model
Door
‘differentiele’
rotatie van de
zon
(verschillende
lagen draaien
anders) raken
de
magnetische
veldlijnen zo
verstrikt dat na
+- 11 jaar de
boel met een
klap ontward.
Differentiele
rotatie
van de zon
Het Babcock model : ‘differentiele’ rotatie van de zon
Zonnewind
Zonnewind
De Zonnewind is een stroom van geladen deeltjes
die ontsnappen van het oppervlak van de zon. Door
de grote hitte van een miljoen Kelvin in de corona
krijgen protonen en elektronen een gemiddelde
snelheid van 145 km/sec. Een aantal van die
deeltjes heeft een snelheid hoog genoeg om de
ontsnappingssnelheid van 618 km/sec te
overschrijden.
Heliospheric current sheet, the largest structure in the Solar
System, results from the influence of the Sun's rotating magnetic field on the
plasma in the interplanetary medium
Zonnewind schokfront met aards magnetisch veld.
Zonnewind
schokfront met
aards magnetisch
veld.
Poollicht gezien in Lapland
Poollicht
Vanuit
de ruimte
Poollicht
Vanuit
de ruimte
Heliopause
De Voyagers en de Heliopause
De Levenscyclus
van de Zon
Vier fases in de levenscyclus van de zon
Onze zon is momenteel een klasse G2-ster, wat betekent
dat zij een gele ster is, iets heter en zwaarder dan de
gemiddelde ster, maar veel kleiner dan de blauwe
reuzensterren.
De berekende levensduur van een ster als de zon, dat wil
zeggen de tijd waarin kernreacties haar van energie
voorzien, bedraagt 12 miljard jaar.
De levenscyclus van de zon is grofweg te verdelen in vier
fases. In elk van die fases ziet de zon er heel anders
uit en verkrijgt hij zijn energie uit een andere bron:
1.
2.
3.
4.
ontstaan: proto-ster;
hoofdreeksster;
rode reus;
witte dwerg.
De Zon via Rode reus en planetaire nevel tot witte dwerg
De Zon als Rode reus
De Zon explodeert als planetaire nevel
Planetaire nevel
NGC 6751
3.2 Soorten sterren
Sterren
Een ster is een gasvormig hemellichaam dat licht of
andere straling uitzendt, afkomstig van kernfusie in het
inwendige van de ster. De dichtstbijzijnde ster is voor
ons de Zon.
Een ster bouwt in zijn binnenste zoveel druk op dat daar
kernfusie optreedt. De druk naar buiten, die wordt
veroorzaakt door de straling en de deeltjes die worden
geproduceerd bij die kernfusie, voorkomt dat de gasbol
onder zijn eigen gewicht verder in elkaar stort. In een
stabiele ster heerst een evenwicht tussen de buitenwaarts
gerichte stralingsdruk en de binnenwaarts gerichte
zwaartekracht.
Er zijn twee soorten fusieprocessen bekend waardoor
sterren waterstof omzetten in helium: de koolstofstikstofcyclus in hete zware sterren en de proton-proton
cyclus in koelere en lichtere sterren zoals onze zon.
Massa’s van Sterren
Sterren kunnen zeer verschillende massa's hebben. Er zijn
sterren met een massa van slechts 1/13 van de massa van
de zon, maar ook met meer dan 100 keer de zonsmassa.
Afmetingen van Sterren
De diameters kennen een nog grotere variatie: van enkele
tientallen kilometers (neutronensterren: Crab Nebula)
tot honderden miljoenen kilometers, honderden malen de
diameter van de zon (1,4 miljoen km), (rode reuzen:
Gliese 86B).
Lichtkracht
Niet alle sterren aan de hemel lijken even helder, dit
wordt gedeeltelijk veroorzaakt doordat sterren op
verschillende afstanden staan, en verre sterren minder
helder lijken dan nabije. Ook als alle sterren vanaf
dezelfde afstand bekeken zouden worden, zijn ze niet
allemaal even helder. Zware sterren zijn helderder omdat
ze over het algemeen harder 'branden'. Het totaal
uitgezonden stralingsvermogen noemt men de lichtkracht
van de ster.
De lichtkracht van sterren neemt heel snel toe bij hogere
massa. De kleinste rode dwergen hebben een lichtkracht
van ongeveer 1/100.000 van die van de zon. Grote blauwe
reuzen hebben soms een lichtkracht enkele
honderdduizenden malen groter dan die van de zon.
Helderheid en Magnitude
De schijnbare helderheid waarmee een ster zich aan ons
voordoet is afhankelijk van de lichtkracht en de afstand
van de ster. De schijnbare helderheid, of magnitude, is
een belangrijk kenmerk waarop sterren ingedeeld worden.
Onder gunstige observatieomstandigheden kunnen sterren
met een magnitude van 6 kunnen bijvoorbeeld nog net bij
donkere hemel met het blote oog gezien worden, voor
zwakkere sterren is een telescoop nodig.
Dat betekent b.v. dat een ster met de absolute helderheid
van onze zon op een afstand van 50 lichtjaar nog net met
het blote oog kan worden gezien. In totaal zijn er, op
beide halfronden van de aarde tezamen, ongeveer 5.000
sterren die onder gunstige omstandigheden met het blote
oog kunnen worden waargenomen.
Constante en Variabele Helderheid
Ook is van niet alle sterren de helderheid constant,
sommige variëren in helderheid en worden veranderlijke
ster (of variabele ster) genoemd.
Soms is dat omdat de ster zelf niet stabiel is en in
grootte verandert, in andere gevallen is er een donkere
begeleider die af en toe voor de ster langs trekt en een
deel van het licht tegenhoudt.
Spectraalklasse
Sterren hebben verschillende kleuren, sommigen zijn
blauwachtig, anderen zijn meer rood. Afhankelijk van de
oorspronkelijke massa en leeftijd van de ster is de
temperatuur verschillend en zendt hij verschillende
spectra van licht uit.
De soorten spectra worden weergegeven door de reeks
O-B-A-F-G-K-M-R-N-S (te onthouden door het ezelsbruggetje
O, Be A Fine Girl, Kiss Me Right Now, Sweety), waarbij de
sterren uit de spectraalklasse O het heetst (en blauw)
zijn, en de sterren van spectraalklasse M het koelst (en
rood).
Een verdere verfijning wordt aangebracht door een cijfer
toe te voegen. Onze Zon is van spectraalklasse G2, de
ster Sirius (Alpha Canis Majoris) is heter en van type
A1, Aldebaran (Alpha Tauri) is kouder en van type K5.
Spectraal
klasse
O-B-A-F-G-K-M-R-N-S
Hertzsprung-Russell diagram
Als de lichtkracht en het spectraaltype van de sterren
tegen elkaar in een grafiek uitgezet worden, ontstaat
het Hertzsprung-Russell diagram, waarin een
duidelijk patroon te herkennen is.
Er tekent zich een band af waarin hete sterren meer
licht geven dan koude sterren. Dit wordt de hoofdreeks
genoemd en hierin staan alle sterren die hun energie
ontlenen aan de fusie van waterstof naar helium.
Rode reuzen en witte dwergen vallen buiten de
hoofdreeks, omdat zij op een andere manier hun energie
opwekken.
Hertzsprung-Russell diagram
HertzsprungRussell
diagram
HertzsprungRussell
diagram
De verschillende sterrentypen en
hun frequentie
Van de sterren van ons melkwegstelsel behoort ongeveer:
* 65% tot de lichtzwakke rode dwergen,
* 15% tot de witte dwergen, die hun "actieve leven" al
achter de rug hebben,
* 15% tot sterren van het type van onze zon ( ca. 0,5 tot
1,5 zonnemassa) en
*5 % tot de diverse typen van reuzensterren en
subreuzensterren.
De werkelijk gigantische sterren vormen maar een heel
kleine minderheid. Vanwege hun grote lichtkracht zijn ze
echter goed vertegenwoordigd onder de sterren die met het
blote oog zichtbaar zijn.
Populatie I, II en III
Rond de galactische schijf van ons melkwegstelsel bevindt
zich een ‘halo’ van bolvormige sterrenhopen.
Uit spectraalanalytisch onderzoek blijkt dat er in
chemisch opzicht grote verschillen zijn: bolhopen hebben
meer "metalen" (d.w.z. elementen zwaarder dan waterstof
en helium) dan de schijf.
Om de twee soorten sterren van alkaar te onderscheiden,
noemden de astronomen de sterren:
in de schijf sterren van Populatie I, en die van
de bolvormige sterhopen sterren van Populatie II.
Populatie I, II en III
In 2005 ontdekte een groep onderzoekers van het Goddard
Space Flight Center van de NASA te Greenbelt
spectraallijnen met een extreem hoge roodverschuiving,
die waarschijnlijk afkomstig zijn van sterren die in de
eerste paar honderdmiljoen jaar na de oerknal gevormd
zijn.
Dit was de eerste aanwijzing voor het bestaan van een
type sterren met gigantische lichtkracht, in de orde van
miljoenen malen die van de zon, waarvan astronomen het
bestaan reeds hadden vermoed.
De sterren van dit type, die populatie-III-sterren zouden
kunnen worden genoemd, zijn waarschijnlijk
verantwoordelijk voor de geringe hoeveelheid "metalen"
die in de populatie-II-sterren reeds aanwezig is.
galactische
Schijf,
halo, en
bolvormige
sterhopen
bolvormige
sterhoop
M14
3.3 Levensloop en Evolutie van sterren
Sterevolutie
Net als bij levende wezens kunnen we bij sterren
onderscheiden:
FASE 1: Vormingsgeschiedenis
FASE 2: Het volwassen leven
FASE 3: De dood en de overblijfselen
We zullen deze fasen apart beschouwen
De twee Parameters bij Sterevolutie
De Evolutie en eindstadia bij Sterevolutie worden door
slechts twee parameters bepaald:
Massa en Samenstelling
De hele levensloop van de ster is namelijk een
voortdurend gevecht tegen de zwaartekracht.
Elke levensfase kan in dit licht gezien worden
als een mogelijke evenwichtstoestand in dit
gevecht.
Sterevolutie
FASE 1:
Vormingsgeschiedenis, geboorte en jeugd
FASE 1: Stervorming 1/2
In een interstellaire nevel ontstaan wervelingen waar
door turbulentie plaatselijk verdichtingen ontstaan.
Als de zwaartekracht daar groter is dan de snelheid
(beter: de zwaartekrachtsenergie groter dan de kinetische
energie) is er geen ontsnappen meer aan: de wolk zal door
haar eigen gewicht in elkaar vallen.
De plaatselijke chemische samenstellling en de sterkte en
massa van de turbulentie bepalen de gehele toekomst van
de ster-in-wording.
FASE 1: Stervorming 2/2
In deze fase wint de zwaartekracht en is er niets dat dit
proces stopt. Dit proces neemt hooguit enkele mijoenen
jaren in beslag.
Uiteindelijk wordt de massa in het centrum zo hoog dat
druk en temperatuur boven de kritische grens van
kernfusie komen.
Vrij plotseling ‘ontbrandt’ het centrale lichaam en een
ster is geboren.
Meteen begint de ster sterk te stralen en ‘veegt’ zo het
gehele stelsel schoon in enkele duizenden jaren.
Hiermee is de ster meteen al op volwassen leeftijd.
ESO 16 June 2003
Curtain-Lifting
Winds Allow Rare
Glimpse into
Massive Star
Factory
Formation of
Exceedingly
Luminous and Hot
Stars in Young
Stellar Cluster
Observed
Directly
Foto 1: Stellar
cluster and
star-forming
region NGC 3603.
ESO 16 June 2003
Foto 2: Region
near very young,
massive stars
IRS 9A-C in NGC
3603 (8 bands
from J to Q).
.
FASE 1: Geboorte van een ster
Interstellaire Gaswolken
Een ster zoals de zon ontstaat uit bepaalde soorten
gaswolken, de moleculaire gaswolken.
Een deel van een dergelijke gaswolk kan zich,
bijvoorbeeld onder invloed van een schokgolf, gaan
samentrekken, en uit een dergelijke samentrekkende
gaswolk ontstaat een ster, vaak ook een systeem van twee
of meer sterren.
Interstellaire
Gaswolken
NGC 604,
een groot
stervormend
gebied in de
Triangulum
Galactie
Nevel
Stormy weather in the Lagoon Nebula
Stellaire Acretieschijven bij
Stervorming in nieuwe
Hubble HST beelden
http://hubblesite.org/
Actief melkwegcentrum broedplaats van stervorming
M17 en zwaannevel op 5,500 lichtjaar in Sagittarius.
Afmeting: 3,500 keer zo groot als ons zonnestelsel. NASA HST.
http://hubblesite.org/newscenter/newsdesk/archive/releases/2002/11/image/c
Hubble-X, Hubble-X, one of the most active star-forming regions within
galaxy NGC 6822 NASA HST.
http://hubblesite.org/newscenter/newsdesk/archive/releases/2001/01/image/a
Interstellaire
Gaswolken
The Adelaar
nevel M16,
© Courtesy by
HST/STSCI
HST-optische opname
(17,000 AU) van Haro 6-5b
stofwolk, gedeeltelijk belicht
door de ster (in centrum).
Groene jet uit ster onder
zichtbaar.
http://hubblesite.org/newscenter/new
sdesk/archive/releases/1999/05/imag
e/i
Evolutie van stellaire
acretiedisks
http://imgsrc.hubblesite.org/hu/db/19
99/05/images/n/formats/full_jpg.jpg
HST-opnamen van
accretieschijven om jonge
sterren.
http://hubblesite.org/newscenter/newsdesk/archive/releases/1999/05/image/c
HST van DG Tau B:
links: infrarood (NICMOS) / rechts: zichtbaar licht (WFPC2)
WFPC2 toont de jetstroom terwijl NICMOS door het stof heenkijkt en
het 1011 km lange disk om de ster toont. De ster zelf is te zien als
heldere rode stip op de hoek van de v-vormige nevel.
http://hubblesite.org/newscenter/newsdesk/archive/releases/1999/05/image/h
HST-infrarood-opnamen van accretieschijven om jonge sterren.
http://hubblesite.org/newscenter/newsdesk/archive/releases/1999/05/image/c
HST-opnamen van accretieschijven om jonge sterren.
http://imgsrc.hubblesite.org/hu/db/1999/05/images/s/formats/full_jpg.jpg
Vergelijking van HST-opname van HK tau accretieschijf met computer-model.
http://imgsrc.hubblesite.org/hu/db/1999/05/images/s/formats/full_jpg.jpg
HST-serie van hete gasbel uit jonge ster Haro 6-5b.
http://imgsrc.hubblesite.org/hu/db/2000/32/images/b/formats/web_print.jpg
HST-serie van dynamische jetstroom uit de disk rond HH-30.
http://imgsrc.hubblesite.org/hu/db/2000/32/images/c/formats/web_print.jpg
Case study: Contractie door
externe schokgolf bij
‘Giant Molecular Cloud’
W3 GMC
www.astro.livjm.ac.uk/ research/ism.shtml
Case study:
W3-GMC
Optische
opname van
W3 GMC
www.astro.livjm.ac.uk/
research/ism.shtml
Case study: Schokgolfcompressie bij W3-GMC
Giant Molecular Cloud
W3 GMC acting upon
external impulses,
observed with FCRAO
14m telescope.
www.astro.livjm.ac.uk/
research/ism.shtml
Case study: Schokgolf-compressie bij W3-GMC
Computer simulatie van de interactie tussen een
mechanische schokgolf en een turbulente moleculaire wolk.
Dit komt volledig overeen met de observaties aan W3 GMC
die passen bij de vroegste fases van zulke schokgolfcompressie.
www.astro.livjm.ac.uk/ research/ism.shtml
Case study: Schokgolfcompressie bij
W3-GMC
www.astro.livjm.ac.uk/
research/ism.shtml
Case study: Schokgolfcompressie bij
W3-GMC
www.astro.livjm.ac.uk/
research/ism.shtml
Case study: Schokgolfcompressie bij
W3-GMC
www.astro.livjm.ac.uk/
research/ism.shtml
Case study: Schokgolfcompressie bij
W3-GMC
www.astro.livjm.ac.uk/
research/ism.shtml
Case study: Schokgolfcompressie bij
W3-GMC
www.astro.livjm.ac.uk/
research/ism.shtml
Case study: schokcompressie W3GMC
Vergelijk dit met
HST opname van
adelaars-nevel M16
http://hubblesite.org/newscenter/n
ewsdesk/archive/releases/1995/44
/
Sterevolutie
FASE 2:
Het volwassen leven
Het volwassen leven 1/2
In het volwassen leven is er een delicate balans tussen
de zwaartekracht die tracht de ster te doen imploderen,
en de explosieve kracht van de kernfusie in het centrum
die de ster tracht te laten exploderen.
Zolang er voldoende H aanwezig is kan dit proces rustig
verlopen.
Bij een G2-ster als de zon duurt deze periode zo’n 10
miljard jaar.
Het volwassen leven 2/2
Een nieuwe ster zal typisch op de hoofdreeks van het
Hertzsprung-Russell diagram (HRD) passen.
Kleine, koele, rode dwergen branden hun H langszaam en
blijven honderdenmiljoenen jaren op de hoofdreeks.
Massieve hete superreuzen verlaten de hoofdreeks na
enkele miljoenen jaren.
Een gemiddelde ster als de zon blijft zo 10 miljard op de
hoofdreeks. Onze zon is nu halverwege haar leven.
Daarna zal het langzaam van de hoofdreeks af bewegen en
een rode reus worden, en via een explosie met een
planetaire nevel een witte dwerg vormen.
De Toekomst van de Zon op het HRD
Sterevolutie
FASE 3:
De dood en de overblijfselen
FASE 3: Einde van de Ster 1/2
Als de hoeveelheid H is opgebrand wordt de balans tussen
zwaartekracht en kernfusie verstoord; de ster valt onder
haar eigen gewicht in elkaar.
Hierdoor nemen druk en temperatuur in het centrum van de
ster gigantisch toe. Daardoor worden andere,
‘moeilijkere’ kernfusie-processen mogelijk: He → C → …
tot uiteindelijk Ni/Fe wordt geproduceerd. De ster maakt
dit process een aantal keren mee waarbij steeds een nieuw
evenwicht wordt gevonden. Door de grotere druk zewelt de
ster op tot een ‘Rode Reus’ ter grote van de aardbaan.
Herinner van het thema KERNFUSIE dat geen energie uit
kernfusie kan verkregen voor kernen zwaarder dan Fe. Als
dit stadium dus wordt bereikt is er NIETS meer dat de
zwaartekracht kan stoppen. Echter zijn de overgangen al
zo intens dat de ster grotendeels uit elkaar spat: een
super- of hyper-nova!
ZEER LICHTE STERREN:
Rode dwergen
Zeer lichte sterren:
... Zij blijven op laag pitje doorbranden
Rode dwergen
Planetaire nevels en witte
dwergen
Lichte en middelzware sterren als de zon
Nadat het H op is in de kern beginnen andere
processen: He, C, en de H-verbranding gebeurt
verder in de schil .
Dit leidt tot een explosie waarin 30% van de
schil wordt weggeslingerd: planetaire nevel
Over blijft een witte dwerg
Witte dwergen 1/2
Een witte dwerg is een restant van een opgebrande ster,
er vinden dus geen kernreacties meer plaats.
De massa van de kern moet kleiner dan 1,4 zonmassa's
(Chandrasekhar-limiet) zijn, want anders eindigt de ster
als een neutronenster, een quarkster of een zwart gat.
Voordat een ster een witte dwerg wordt, zwelt ze eerst op
tot een rode reus en stoot een deel van de materie af in
de vorm van een planetaire nevel.
De kern stort dan in tot een witte dwerg.
Die heeft een straal van enkele duizenden kilometers en
een dichtheid van honderden tonnen per kubieke
centimeter.
Witte dwergen 1/2
Een doorsnee witte dwerg heeft ongeveer één zonnemassa,
maar het volume is niet groter dan de aarde. Dat betekent
dat het zwaartekrachtsveld aan de oppervlakte enkele
honderduizenden malen sterker is dan aan het
aardoppervlakte. Vanwege de kleine oppervlakte straalt
een witte dwerg – ondanks de hoge oppervlaktetemperatuur
– 100 tot 10.000 maal minder licht uit dan de zon.
Hoewel de witte dwergen heel talrijk zijn, is er daarom
geen enkele die met het blote oog kan worden waargenomen.
De temperatuur van een jonge witte dwerg is hoog: vele
tienduizenden °K, waarbij hij heel langzaam afkoelt tot
een zwarte dwerg. Zwarte dwergen zijn nog nooit
waargenomen omdat het afkoelen 10-tallen miljarden jaren
in beslag neemt. Dat is langer dan de leeftijd van het
heelal tot nu toe.
Witte dwergen
Sirius A en Sirius B
Röntgen opname van
Sirius A en B door de
Chandra satelliet.
Sirius A (boven) is een
normale ster van 2
zonmassa’s. De heldere
bron is Sirius B, een
witte dwerg met een
oppervlakte-temperatuur
van plm. 25.000K.
Deze dubbelster staat
op een afstand van 8,6
lichtjaar van de aarde.
Waarnemingen in
zichtbaar licht tonen
juist een heldere
normale ster en een
kleine witte dwerg.
Witte dwergen
Planetaire nevel van NGC 6826
Planetaire
nevels
Planetaire nevel
van
NGC 6826
Planetaire
nevels
Planetaire
nevel van
NGC 6826
http://antwrp.gsfc.nasa.gov/apod/i
mage/0105/ngc6826_hst_big.jpg
M2-9
Een planetaire nevel rond een witte
dwerg op 2100 lichtjaar van de zon.
In het centrum draaien twee witte
dwergen in een gas-schijf van 10
keer de baan van Pluto.
Het ontsnappend gas maakt een
bipolaire jet die de nevel zijn
typische uiterlijk geeft.
Supernovae,
neutronensterren, en pulsars
Sterren zwaarder dan 1.4 keer de zon
Nadat het H op is in de kern beginnen ook hier
andere processen: He, C, en de H-verbranding
gebeurt verder in de schil.
Dit leidt tot een zeer zware explosie waarin de
gehele ster uit elkaar spat.
Over blijft een zeer compacte sneldraaiende
kern: de neutronenster met een sterk magneet
veld
Supernova
Een supernova is het verschijnsel waarbij een ster op
spectaculaire wijze explodeert: een supernovauitbarsting is herkenbaar aan de enorme hoeveelheid
licht die erbij wordt uitgestraald.
Supernova's ontstaan via twee mechanismen:
* 1. Het zijn ze het natuurlijk levenseinde
van alle zware sterren (supernova's typen Ib, Ic
en II);
* 2. witte dwergen kunnen zich in nauwe
dubbelsterren zich ontwikkelen tot een supernova
(type Ia).
Typen Supernova’s
De verscheidene typen super-nova’s hebben ieder
een karakteristiek eigen helderheids-verloop
Super Nova
1987A
Supernova
Super Nova
Super Nova
Puppis A
Supernova
Supernova
Bubble-like
shock wave still
expanding from
a supernova
explosion
15,000 years
ago
http://upload.wikimedia.org
/wikipedia/en/6/65/Cygnus
Loop.jpeg
Supernova
NGC6543 – Cat’s eye nebula
Supernova
NGC6543 – Cat’s eye nebula
Supernova
Crab nebula
Neutronensterren en Pulsars
De eindproducten van een supernova zijn:
1. een enorme uitdijende gaswolk en
2. een zeer compact object
Die compacte objecten kunnen zijn:
1. een neutronster
een jonge neutronenster draait zeer snel rond en heet
een pulsar
2. een quarkster
3. een zwart gat
Neutronensterren en Pulsars
Neutronensterren en Pulsars
Pulsar: Crab Nebula
Zwarte gaten
Een zwart gat is een bijzonder soort object in het
heelal, waaruit als gevolg van het sterke
zwaartekrachtsveld geen licht of materie kan
ontsnappen.
In eerste instantie werd het bestaan van zwarte gaten
uitsluitend op theoretische gronden aangenomen:
aangezien fotonen (lichtdeeltjes) bij een beweging
tegen een zwaartekrachtsveld in energie verliezen, zou
bij bijzonder sterke gravitatie uiteindelijk geen
energie meer overblijven; licht vanaf het oppervlak van
een superzwaar object zou voor altijd gevangen blijven.
Ook voor gewone materie is ontsnappen uit een zwart gat
onmogelijk. De denkbeeldige schil rond een zwart gat
waarbinnen ontsnappen niet meer mogelijk is, heet de
waarnemingshorizon en bevindt zich op een afstand van
het centrum die de Schwarzschildstraal wordt genoemd.
Zwart gat
Zwart gat
Een impressie van een
zwart gat met een er
omheen draaiende
begeleiderster die zo
dicht om het zwarte
gat draait dat deze
binnen de Roche
limiet draait.
De materie die naar
het zwarte gat valt
vormt een
accretieschijf,
waarbij een deel van
de materie wordt
uitgeworpen in de
vorm van jets aan de
polen met een zeer
grote energie.
Zwart gat in CYGNUS X-1
Een voorbeeld van
zo’n binair zwart
gat met Rontgenstraling is
Cygnus X1
Zwart gat in CYGNUS X-1
Een voorbeeld van
zo’n binair zwart
gat met Rontgenstraling is
Cygnus X1
3.4 Variabele Sterren
Veranderlijke ster
Veranderlijke sterren of variabele sterren zijn sterren
waarvan de helderheid aan variaties onderhevig is.
Het verschil in helderheid tussen het maximum, wanneer
de ster op zijn helderst is, en het minimum wordt de
amplitude genoemd.
Veranderlijke sterren worden globaal verdeeld in twee
groepen:
1. intrinsieke veranderlijken, dat wil zeggen sterren
waarvan de helderheid werkelijk verandert, bijvoorbeeld
doordat de ster periodiek opzwelt en weer inkrimpt; en
2. bedekkings- en rotatieveranderlijken, waarbij de
verandering in helderheid een perspectivisch effect is.
Verder zijn er nog andere mechanismen die een ster
veranderlijk doen schijnen.
Variabele Sterren
Veranderlijke ster
Voorbeeld van een ander mechanisme dat een ster
veranderlijk doen schijnen.
Typen Veranderlijke sterren
δ Cephei sterren
De klassieke Cepheïden zijn één van de belangrijkste
veranderlijke sterren.
Zij variëren met een amplitude van 0,1 tot 2 magnituden
en een periode (1 - 100 dagen) die zeer nauw samenhangt
met lichtkracht van de ster.
Hun spectraalklasse varieert tussen G-K in het minimum
tot F in het maximum. Omdat er een nauwkeurig bekend
verband is tussen periode en lichtkracht van deze groep
sterren zijn zij belangrijk bij het bepalen van
afstanden in het heelal.
Een waargenomen periode van een Cepheïde bepaalt zo de
afstand tot het sterrenstelsel. Zij worden dan ook wel
standard candles (standaard kaarsen) genoemd.
Typen Veranderlijke sterren
δ Cephei sterren
Typen Veranderlijke sterren
δ Cephei sterren
Typen Veranderlijke sterren
RR Lyrae sterren
Deze sterren (RR) zijn vergelijkbaar met Cepheïden,
maar minder lichtkrachtig. Het zijn oudere sterren die
vaak in bolvormige sterrenhopen worden gevonden en
daarom wel cluster Cepheïden worden genoemd.
Net als bij de klassieke Cepheïden is voor de RR Lyrae
sterren het verband tussen periode en lichtkracht goed
bekend en zijn zij zodoende nuttig om afstanden te
bepalen in het heelal. De periode van de deze groep
sterren ligt tussen enkele uren en meer dan één dag
terwijl de amplitude varieert van 0,2 tot 2 magnituden.
Hun helderheid is het grootst wanneer hun diameter het
grootst is. RR Lyrae sterren zijn gewoonlijk van
spektraalklasse A.
Typen Veranderlijke sterren
RR Lyrae sterren
Typen Veranderlijke sterren
Wolf-Rayet sterren
Wolf-Rayet sterren (WR) zijn hete, zware sterren die
uitbarstingen vertonen, waarschijnlijk veroorzaakt door
de uitstoot van materie vanuit de atmosfeer van de
ster. De amplitude is ongeveer 0,1 magnitude.
Zij vertonen een breed emissiespectrum met lijnen van
helium, stikstof, koolstof en zuurstof.
Typen Veranderlijke sterren
Wolf-Rayet sterren
Variabele Sterren
The End