Geboorte, leven en dood van sterren

Late evolutiestadia van sterren
Paul Groot
Afdeling Sterrenkunde, IMAPP
Radboud Universiteit Nijmegen
[email protected]
Leven na de hoofdreeks
• Op de hoofdreeks fuseren sterren
waterstof.
• Hoeveelheid is eindig.
• Bij de Zon: Na zo’n 10 miljard jaar houden
de fusie processen op.
Sterstructuur
Waterstof mantel
helium kern
De He kern
Wat gebeurt er met deze kern?
• Gewicht van de lagen erboven duwt op de kern
• Geen fusie om tegendruk te leveren.
Fg(mantel)
H mantel
He kern
Pgas
Fg(kern)
Drukevenwicht
Kracht naar buiten: gasdruk van de kern
Pkern = (R /μ) ρ T
Kracht naar binnen: gewicht van buitenlagen +
eigen gewicht van de kern.
Schönberg-Chandrasekhar limiet
Als Mkern < 0.13 Mzon: kern is stabiel.
→ Geen ineenstorting!
Als Mkern > 0.13 Mzon: kern is instabiel
→ Directe instorting
Dit treedt op voor een begin massa van 2 - 2.5 Mzon
De Helium kern
Voor sterren met M > 2 Mzon:
Kern stort in elkaar,
Temperatuur gaat omhoog
door potentiele energie die
vrijkomt.
T↑ :
P↑
Evolutie van een 10 Mzon ster
Temperatuur van kern loopt snel op bij ineentrekking:
Twee gevolgen:
- Waterstof schilverbranding
- De ster wordt een reus.
Waterstofschilverbranding
Elk fusie proces heeft ontbrandings temperatuur:
Waterstofschilverbranding
Elk fusie proces heeft ontbrandings temperatuur:
Ontbranding van H: 4 miljoen Kelvin
Ontbranding van He: 100 miljoen Kelvin.
De kern is ‘isothermal’: de temperatuur is
hetzelfde door de kern heen
T
Rkern
R
Waterstofschilverbranding
Als T (Rkern) > 10 miljoen K:
Ontbranding van waterstof in
schil
T
10 MK
H
He
He
H
Schilverbranding
Rkern
R
Waterstofschilverbranding
Omdat T↑ door contractie gaat
L↑ ook enorm omhoog. Fusie verloopt via CNO proces: ε = ε0 T16
L
L
T
10 MK
H
He
He
L
H
L
Schilverbranding
Rkern
R
Viriaal theorema
Eén vorm van het viriaal theorema is dat bij contractie de helft van
de potentiele energie in de lichtkracht gaat zitten en de andere helft
in de opwarming van de ster.
Echter: Voor sterren in hydrodynamisch evenwicht geldt ook dat:
• De totale kinetische energie van de ster moet gelijk blijven en
• De totale potentiele energie van de ster moet gelijk blijven.
Ekin = Σ (½ mi vi2) ≈ N k T
Epot ≈ -GM2 / R
De tweedelige ster
Stel we splitsen de ster op in twee delen: een kern
en een mantel
Ekin = (Ekin)kern + (Ekin)mantel = Nkern k Tkern + Nmantel
kTmantel
Epot = (Epot)kern + (Epot)mantel = -G(Mkern2 / Rkern +
Mmantel2 /
Rmantel)
Dus als Tkern omhoog gaat en Rkern naar beneden,
gaat (Ekin)kern omhoog en (Epot)kern naar beneden.
De tweedelige ster
Na contractie v/d kern
Voor contractie v/d kern
schilverbranding
Een rode reus
Na contractie v/d kern
De ster wordt dus
helderder en groter/koeler
schilverbranding
Evolutie in het HRD
Hoofdreeks
Rode Reus
100 R_sun
10 R_sun
1 R_sun
10 Mzon
Snel!!
log L
0.1 R_sun
0.01 R_sun
log T
Hertzsprung Gap
Kans om zware ster op weg naar
reuzentak te zien is klein:
Dit is het Hertzsprung Gat
Dredge-up fase
Materiaal uit het
binnenste komt
naar de oppervlakte
Helium ontbranding
Bovenaan de reuzentak bereikt de kern
de helium ontbrandings temperatuur.
• Kernfusie van helium in het centrum komt op gang
Helium ontbranding
Bij fusie van He wordt koolstof en zuurstof gemaakt.
Helium kern fusie
Als de kern weer opwarmt door fusie zet hij uit.
I.e. : de mantel moet weer krimpen. De ster komt ‘neer’
van de reuzentak en komt op de ‘horizontale tak’
Epot = (Epot)kern + (Epot)mantel
Potentiele energie van de kern neemt toe: die van de
mantel neemt af: krimp.
Helium kern fusie
Als de kern weer opwarmt door fusie zet hij uit.
I.e. : de mantel moet weer krimpen. De ster komt ‘neer’
van de reuzentak en komt op de ‘horizontale tak’
Evolutie in het HRD
Hoofdreeks
100 R_sun
10 R_sun
1 R_sun
10 Mzon
log L
0.1 R_sun
0.01 R_sun
log T
Horizontale tak
Helium kern
verbranding start
Helium kern fusie
Energie die vrijkomt bij helium fusie is
ongeveer 1/10e van H-fusie.
Levensduur van ‘He – hoofdreeks’
is dus ook slechts 1/10e van de hoofdreeks
En dan…?
De asymptotische reuzentak
Ster bestaat nu uit C/O kern, helium laag en
daaromheen H laag.
H mantel
He mantel
C/O
De C/O kern
Als helium op is in de kern: deze gaat samen
trekken, T↑
H mantel
He mantel
De C/O kern
Potentiele energie van de kern neemt af:
Mantel gaat weer uitzetten.
H mantel
He mantel
Helium schil verbranding
Buiten de C/O kern kan nu helium in een schil
verbranden en buiten He mantel kan H in schil
verbranden.
H mantel
H schilverbranding
He schilverbranding
He mantel
Evolutie in het HRD
Rode super
reus
Hoofdreeks
100 R_sun
10 R_sun
1 R_sun
10 Mzon
log L
0.1 R_sun
0.01 R_sun
log T
Horizontale tak
Rode Reus
Rode Superreuzen
Rode Superreuzen
Tweede dredge-up fase
Materiaal uit het
binnenste komt weer
naar de oppervlakte
Weer komt
materiaal uit het
binnenste naar
het oppervlak
Vervolg fasen
Als een ster meer dan 8 Mzon heeft bij het begin
op de hoofdreeks, dan doorloopt hij alle fusiestadia
tot aan de ijzer kern.
En dan?
Wat gebeurt er als de ijzer kern is gevormd:
volgende week.
Evolutie van 1 Zonsmassa
De kern van 1 Mzon aan het
einde van de hoofdreeks
is <0.13 Mzon.
Dit is te licht om meteen te
gaan samentrekken. Eerst
ontbrandt H in schil waarmee
de kernmassa toeneemt.
De ster zal langzaam de
reuzentak op gaan.
Evolutie in het HRD
Rode super
reus
Hoofdreeks
100 R_sun
10 R_sun
1 R_sun
10 Mzon
log L
0.1 R_sun
0.01 R_sun
log T
Horizontale tak
Rode Reus
Einde van de Aarde
Helium verbranding
Op de top van de reuzentak kan helium
verbranding in de kern.
Maar…….
Gedegenereerde materie
Normaal gesproken is het gas in een ster een ‘ideaal gas’
maar als de dichtheid heel hoog oploopt
kan er een andere toestand optreden.
‘Harde bollen’
P = (R /μ) ρ T
Gedegenereerde materie
Deeltjes zoals electronen en neutronen mogen niet oneindig dicht
op elkaar zitten: Het uitsluitingsprincipe van Pauli
Komt volgende week uitgebreider aan
bod, maar belangrijk punt:
De druk hangt niet van de temperatuur af!
P = K1 ρ5/3
De thermostaat
Fusie in een ideaal gas is een thermostaat:
P↑: R↑
T↑: P↑
Fusie, T↑
Een stabiele configuratie
R↓: T↑
P↓: R↓
T↓: P↓: Fusie ↓
R↑: T↓
Maar in een gedegenereerd gas
Fusie in een gedegenereerd gas is instabiel:
Fusie, T↑
T↑: P=
Boem!!!!
T↑: Fusie↑
Fusie↑: T↑
De Helium flits
De kern van een 1 zonsmassa ster op de rode
reuzentak is ‘licht’ gedegenereerd. Helium ontbranding
leidt tot een ‘heliumflits’.
De ster overleeft het want meeste energie wordt
geabsorbeerd door de mantel.
Eén zonsmassa ster komt ‘plotseling’ weer te voorschijn op
horizontale tak.
Evolutie in het HRD
Hoofdreeks
100 R_sun
10 R_sun
1 R_sun
10 Mzon
Rode Reus
Horizontale tak
Heliumflits
log L
0.1 R_sun
0.01 R_sun
log T
Na de horizontale tak…
Rode super
reus
Hoofdreeks
100 R_sun
10 R_sun
1 R_sun
10 Mzon
Rode Reus
Horizontale tak
Heliumflits
log L
0.1 R_sun
0.01 R_sun
log T
Het HRD