Inleiding Astrofysica College 6 31 oktober 2014 11.15 – 13.00

Inleiding Astrofysica
College 6
31 oktober 2014
11.15 – 13.00
Ignas Snellen
Onze zon en de sterren
Wat is de energiebron van de zon?
E = mc
Waterstof (H) wordt omgezet in Helium (He)
41H ! 4He
Massa vooraf: 4 x 1.6726x10-27 kg = 6.6904x10-27 kg
Massa achteraf:
= 6.6430x10-27 kg
--------------------------------------------------------------------------Verschil:
= 0.0466x10-27 kg
= 0.007 massa-fractie
€
Hoe oud wordt de zon? Stel hij verbrandt 10% van zijn massa:
Energie van zon: 1.9891 × 1030 kg x 0.007x0.1 *c2 = 1.3x1044 J
Lichtkracht = 3.9×1026 W
Leeftijd ! 3x1017 sec = 10 miljard jaar
2
Onze zon en de sterren
De opbouw van de zon
Binnen in de ster: de zon wordt niet groter of kleiner !
hydrostatisch evenwicht:
De zon is een
plasma
Hoe dieper in de zon
Hoe hoger de temperatuur
Deze is nodig voor 4H!He
Gas
druk
Onze zon en de sterren
De opbouw van de zon
Binnen in de ster: de zon wordt niet warmer of kouder!
thermisch evenwicht:
Energie productie = lichtkracht
Energie
productie
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 ! random walk.
Random walk:
N=aantal botsingen
Afgelegde weg naar buiten:
N x 1 cm
R=695.500 km = 7x1010 cm ! N=5x1021
C=300.000 km/sec ! 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)
Magnetisch veld en zonnevlekcyclus (11 jaar)
Zonnevlekken en ons klimaat
Kleine ijstijd!
Flares en protuberansen
De zonnecorona is heel heet ! 1x106 graden
Zonnestormen en Noorderlicht
Differentiele rotatie
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
Onze zon en de sterren
Het classificeren van sterren
Sterren hebben verschillende absorptielijnen met temperatuur
O, B, A, F, G, K, M ! 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
Heldere Reuzen
III
Reuzen
IV
Subreuzen
V
Hoofdreeksterren
Onze zon en de sterren
Het Hertzsprung Russel-diagram
Begrijpen van HR diagram !
massa’s van sterren.
Dubbelsterren (stellar binaries) geven meting van stermassa’s.
Baansnelheid kan gemeten worden dmv Doppler effect:
2πa1
v1 =
P
2πa2
v2 =
P
2
4π
P =
(a1 + a2 ) 3
G(m1 + m2 )
2
Geeft massa’s van beide sterren.
Aarde
€
Massa-lichtkracht relatie op de hoofdreeks
L∝M
4
€
Dus, zware sterren verbranden hun waterstof veel sneller dan lichte
sterren ! leven veel korter!
Oorsprong van de massa-lichtkracht relatie
41H ! 4He: 15 miljoen Kelvin nodig om coulombkrachten
te overwinnen.
In de zon: Proton-proton cyclus
Oorsprong van de massa-lichtkracht relatie
41H ! 4He
Zwaardere steren: CNOcyclus
Oorsprong van de massa-lichtkracht relatie
Reactie-snelheid sterke functie van kern-temperatuur:
Kern-temperatuur is afhankelijk van massa van ster.