28.02.2015 Sterren en sterevolutie Walter van Rensbergen

Volkssterrenwacht Armand Pien
UGent - 28.02.2015
Sterren en sterevolutie
Walter van Rensbergen
Heelal
13.7 miljard oud
Toen ontstonden ruimte en tijd
Big Bang
Oerknal
Big Bang
Oerknal
Planck satelliet (2010)
- 0.0005 K
+ 0.0005 K
Universum:380.000 jaar geleden
Eerst alleen STRALING
Daarna klonteren Elementaire Deeltjes
samen tot atoomkernen
ZO ONTSTAAN WATERSTOF (75%)
EN HELIUM (25%)
400.000 jaar na Big Bang worden
eerste melkwegstelsels gevormd
Aanvankelijk zonder sterren
Donkere massa nodig
De differentiële galactische rotatie
4 2 a 3
M1  M 2 
 M1
G P2
v > vKepler
M1 > M1,obs
M1 - M1,obs = donkere massa
De eerste sterren uit toevallige
verdichtingen met
75% H en
25% He
JEANS
criterium
JEANS CRITERIUM
Paardenkopnevel met 73% H en 25% He
Gemiddelde dichtheden
Universum: 3 x 10-31 g/cm3 ; dit is 1 deeltje per
m3
Melkweg: 1 deeltje per cm3
Wolk met Jeans-criterium: 104 deeltjes per cm3
Behoud van impulsmoment
Gemiddelde afstand tot
rotatie-as beetje kleiner:
Rotatie veel sneller
Na 35 miljoen jaar
 in Oort Wolk ≈ 2 x 108/m3
Jeans wolk kromp tot zon: straal 5 miljoen maal kleiner
Roteert (5 miljoen)2 sneller
Samentrekking van wolk tot schijf
Vorming van miljarden objecten in de schijf
0,15 %
van de massa
Meer dan 99% van
het impulsmoment
STERREN ONTSTAAN
ZE LEVEN EN
STERVEN
Wat betekent dit voor de zon ?
R  700.00 km
L  4  10 Watt
M

2

10
kg


Teff,   5770K
30
26
Elk seconde zet de zon
700 miljoen ton H om in
695,5 miljoen ton He
4,5 x 109 x 3600 x 24 x 365,25 = 1,4 x 1017 kg
Massa verlies per jaar
M = 2 x 1030 kg
OEF
H verbruik per jaar
7 x 1011 x 3600 x 24 x 365,25 = 2,2 x 1019 kg
Mkern, < 2 x 1030 kg
Na 1010 jaar is alle H
in de kern opgebruikt
Wat betekent dit voor de andere sterren
Hertzsprung- Russell diagram
?
Onder M=0,08 M:
Bruine Dwergen
hCarinae: boven de Eddington-limiet
kan geen ster zich vormen
De zon verblijft 10 miljard jaar op de hoofdreeks
In zonsmassa’s
In zonslichtkracht
TMS = 1010 jaar x Massa / Lichtkracht ≈
Een massieve ster slechts
3 miljoen jaar
Een lichte ster
1012 jaar
Wat gebeurt er nà de hoofdreeks ?
Er bestaan ook reuzen en dwergen
Behoud van impuls
3 X 4 = 12
M(3 X 4) > M(12)
1 Koolstoff
3 Helium
C
3 He
De zon zal ook dit aankunnen
Als de kern implodeert, explodeert de mantel
min of meer hevig
Wilhelm Friedrich Bessel
(1784-1846)
“Planetaire nevels”
Sirius B
Witte Dwerg
r = 108 g/cm3
Evolutie van de zon
t (109 j)
R (R)
L (L)
X
Status
0
0,872
0,769
0,70
ZAMS
4,59
1,000
1,000
0,35
NU
10,0
1,390
1,900
0
TAMS
12,17
241
2800
H schil
Rode Reus
12,25
11
60
12,29
247
4200
12,3
0,012
1,4
verbranding
He-flits
He kern
verbranding
Rode
Superreus
C-Witte
Dwerg
1967: Pulsars
Antony Hewish (1924)
Jocelyn Bell (1943)
Nobelprijs 1974
PSR 0329+54
P = 0.715 s
Vela Pulsar
PSR 0833-45
P = 89.3 ms
PSR 1937+21
P = 1.56 ms
R = 10 km
Massa ≈ 1,5 M
r = 7,1  1014 g/cm3
Pulsars
Hoe komen we aan de elementen
zwaarder dan Fe-Ni ...
Tot en met Uranium ?
Meestal:
Neutron vangst
Heel soms:
Proton vangst
-verval
1 neutron
spat uiteen
in 1 elektron
plus
1 proton
- particle
Z=Z+1
N=N
EEN VAN DIE STERREN,
IS
ONZE ZON MET EEN
SLIERT VAN PLANETEN
Leven buiten het zonnestelsel ?
9 februari 2015:
1889 exoplaneten rond 1188 sterren
1 R
1,11 R
Planeten rond Kepler-186
Op 490 lichtjaar
0,478 M 0,472 R 3788 K