Geboorte, leven en dood van sterren

Licht van de sterren
Paul Groot
Afdeling Sterrenkunde, IMAPP
Radboud Universiteit Nijmegen
[email protected]
To the stars! And beyond.
To the stars! And beyond.
Ster dichtheid
• De afstand tot de eerste ster is 1.3 parsec
• Dit blijkt een ‘normale’ afstand te zijn in de
Zonsomgeving.
• De dichtheid van sterren is ongeveer 1 per
2 pc3.
Differentiële rotatie
Zons beweging
• De Zon beweegt met ongeveer 220 km/s
rond het Melkwegcentrum
• De Zon doet daar ongeveer 200 miljoen
jaar over
Ster bewegingen
• Sterren vertonen eigenbewegingen aan
de hemel: ze staan niet stil.
Eigen beweging
• Is een combinatie van de beweging van
de ster en van de Zon.
Ster snelheden
• Uit eigenbewegingen weten we dat
sterren gemiddeld met snelheden van 1 –
100 km/s t.o.v. de Zon bewegen.
Hoge snelheidssterren
• Sterren die snel bewegen staan meestal
dichtbij.
Paren met hoge snelheid
• ‘Common proper motion’ sterren horen
bij elkaar! Dubbelsterren of groepen.
Ster clusters
Ster clusters aan de hemel
De Hyaden
h en χ Persei
De Pleiaden
Ster clusters
Ster clusters bijzonder belangrijk:
• Alle sterren staan op dezelfde afstand.
• Alle sterren zijn tegelijkertijd geboren.
Geeft een ‘familieportret’ van sterren!!
Het sterevolutie probleem
Het sterevolutie probleem
Wetenschappelijke aanpak
Vergelijk eigenschappen van sterren
met elkaar en zoek verbanden, bv:
• helderheid met positie
• helderheid met kleur
• kleur met positie
• eigen beweging met positie
• eigen beweging met kleur
• etc.
Het Hertzsprung-Russell diagram
Ejnar Hertzsprung
Henri Norris Russell
Het ‘HRD’
Helderheid
Kleur
Het ‘HRD’
• Waarom ziet het HRD er zo uit?
• Wat kunnen we hiervan leren
over sterren?
Het ‘HRD’
Plek in het HRD?
Wat bepaalt de plek in het HRD van een
ster?
Kleur = temperatuur
Plek in het HRD: helderheid
Wat bepaalt helderheid van een ster?
• Voor een zwarte straler geldt:
F = σ T4,
(W/m2)
met σ de constante van Stefan-Boltzmann.
Dus totale lichtkracht: L = F x Oppervlak
Oppervlak van een bol
Het oppervlak van een bol is:
O = 4 π R2
De totale lichtkracht is
daarmee:
L = 4 π R2 σ T4
Lijnen van gelijke straal
In een diagram van
10log L tegen 10log T,
worden de lijnen van
gelijke straal rechten
met richtingscoefficient
4.
( 10log L (:) 4 10log T + 2
10log R )
100
L
10
1 Rsun
0.1
0.01
T
Reuzen en dwergen
Individuele plek van sterren
Wat bepaalt nou op welke plek een gegeven
ster krijgt in het HRD?
M.a.w: wat bepaalt de lichtkracht en de
temperatuur van een ster?
Antwoord: zijn massa, zijn leeftijd en zijn
chemische samenstelling.
Hoe bepalen we massa?
Uit de baanbewegingen van dubbelsterren
Zwaartekrachts werking
Fg = G M1 M2 / r2
r is de onderlinge afstand
M1, M2 zijn de twee massa’s
- Als massa groter wordt, gaat F omhoog
en gaan ze harder om elkaar
-Als r groter wordt, gaat F omlaag en
gaan ze langzamer om elkaar.
Kepler Wet
M1 + M2 = 4π2 r3 / G P2
Als we dus de baanperiode en de
straal van de baan hebben gemeten
weten we de som van de massa’s.
Individuele massa’s krijgen we als we
beide sterren kunnen meten en de
relatieve baangroottes weten.
Individuele massa’s
massa middelpunt van dubbelster
M1
d1
M2 > M1
d2
M2
Er geldt: M1 / M2 = d2 / d1
Eclipserende sterren
tijden van contact
geven (samen met
baanperiode) de
stralen van de sterren
flux
tijd
Spectroscopische dubbelsterren
+a2
a1/a2 = M2 / M1
-a2
a1
snelheid
a2
tijd