Geboorte, leven en dood van sterren

De Lijken van Sterren
Paul Groot
Afdeling Sterrenkunde, IMAPP
Radboud Universiteit Nijmegen
[email protected]
Kern evolutie
Maar wat gebeurt er in de kern van de ster?
He-fusie is afgelopen en de kern zakt in om
tot C fusie te komen. Maar…
De kern raakt gedegenereerd
Fermionen en bosonen
Alle deeltjes kunnen ingedeeld worden in fermionen of
bosonen
Fermionen: alle ‘normale’ deeltjes: electronen, protonen, neutronen
Bosonen: alle krachtendragers: fotonen, W en Z deeltjes, graviton
Heisenberg relatie
‘Éen deeltje kan niet oneindig
goed bepaalde plaats en snelheid
hebben’
Werner Heisenberg
Δx Δp > ћ3
Pauli Principe
‘ Twee fermionen kunnen niet
precies dezelfde quantum toestand
hebben.’
Wolfgang Pauli
Quantum toestand: dezelfde plaats, impuls en spin.
De electronen druk
De dichtheid in een koelende kern loopt zo
hoog op dat electronen als eerste last krijgen
van Heisenberg en Pauli principes:
De deeltjes zitten zo dicht bij elkaar dat hun
impuls omhoog moet…
Gedegenereerde materie
Meer impuls = meer druk.
Electronen leveren een druk op die de zwaarte
kracht weerstaat.
Pelectron
De ster is ´gedegenereerd´
Eigenschappen
Gedegenereerde materie
• Druk hangt niet van de temperatuur af.
• Hoe hoger de massa (= zwaartekracht),
hoe kleiner de ster
Fermionen en bosonen
In de kern
Dichtheid is zover opgelopen dat de druk
door electronendruk wordt opgewekt.
De kern stopt met samentrekken en straalt
aanwezige energie nog slechts uit…
Amerikaanse lenzenslijper
Alvan Graham Clark
Witte dwergen
Witte dwergen
Rwd ~ Raarde
Mwd ~ 0.6 Mzon
Dwz:
ρwd ≈ 200 000 ρaarde !!!
Dichtheid van rots
ρaarde ~ 5 gr/cm3
dwz:
ρwd ~ 1 miljoen gr/cm3 ~ 1000 kg/cm3
Dichtheid van witte dwerg
Scheiding elementen
In een koelende witte dwerg zakken de zwaarste
elementen naar de bodem.
bv Ne neer
He op
Kristallisatie
Als temperatuur
genoeg afkoelt
kan kristallisatie
optreden.
Koele dwergen
Witte dwergen
koelen slechts
heel langzaam
door thermische
energie uit te
stralen.
Chandrasekhar Massa
Hoe zwaarder
een witte dwerg,
hoe kleiner hij
moet zijn.
0.6 Mzon
1.2 Mzon
Gedegenereerde druk moet hoger worden om zwaartekracht te weerstaan
Chandrasekhar Massa
Hoe zwaarder
een witte dwerg,
hoe kleiner hij
moet zijn, en
hoe hoger de
gedegenereerde
druk.
gedegenereerd
N(p)
pfermi
Maxwell
impuls
pfermi = me v, maar me is vast. Dus als pfermi omhoog moet als M omhoog
gaat, moet dus v omhoog gaan.
En dat gaat fout…
Chandrasekhar Massa
Er is een maximum massa aan
een witte dwerg: daar waar
de snelheid v ~c
Deze massa is 1.4 Mzon:
De Chandrasekhar massa.
En als een witte dwerg zwaarder wordt dan dat?
Een neutronen ster
Verdere ineenstorting is een mogelijkheid (ontploffen ook…)
Tijdens verhoging van dichtheid treedt een beta-verval reactie op:
p+ → n + e + + ν
De protonen in de witte dwerg worden omgezet in neutronen.
Gelukkig zijn neutronen ook fermionen: door degeneratie kunnen ze
een druk op leveren.
Een neutronen ster
M~1.4 Mzon
R ~ 10 km.
Een neutronen ster
Een opsomming van extremiteiten
• Dichtheid
:6 miljard mensen in een suikerklontje
: (> nucleaire dichtheden)
• Magneetveld : 104 - 1010 Tesla
• Rotatieperiode :
1 – 10-3 seconde
• Ontsnappings snelheid: 0.5 x c
Radio pulsars
Jocelyn Bell
Anthony Hewish
Radio pulsars
Eerste pulsar van
Bell & Hewish
Radio pulsars
Spinnende neutronen sterren
pulsar 1
pulsar 2
pulsar 3
Radio pulsars
De Schwarzschild straal
Elk object heeft een ‘Schwarzschild straal’:
Bij welke straal wordt de ontsnappings-snelheid
groter dan de lichtsnelheid?
vesc = (2GM/R)1/2,
Stel vesc = c, en Rschw = 2GM/c2
De Schwarzschild straal
Voor 1 Mzon: Rschw = 2.9 km.
Voor de Zon ligt dit dus ver binnen de straal van
de Zon.
Maar voor een neutronen ster ligt dit anders:
De Schwarzschild straal
Een zwart gat
Als de massa van een neutronen ster groter wordt dat de kanonieke
1.4 Mzon, gaat de straal naar beneden.
Stel dit gaat als M-1:
1 Mzon levert 2.9 km Rschw
Neutronen ster is 1.4 Mzon : Rschw = 4.0 km, en straal RNS = 10 km
Als MBH = 3 Mzon, Rschw = 8.7 km, en R`NS’ = 5 km.
De straal wordt kleiner dan de Schwarzschild straal. En er kan dus
niets meer uit de `ster’ ontsnappen: een zwart gat.
Een zwart gat
Wanneer en of een zwart gat
vormt zegt niets over de
massa
waarbij ze kunnen bestaan.
Een zwart gat kan alle
mogelijke massa’s hebben.
Stellaire zwarte gaten
moeten een massa hebben
van >3 Mzon.
Dit hangt echter van de
fysica in een neutronen ster
af.
Belangrijk: bepaling van massa en straal van neutronenster
Vorming van zwarte gaten
Een zwart gat wordt
gevormd als een superzware
ster aan het einde van zijn
leven komt en in de
supernova explosie de protoneutronenster te zwaar wordt
en implodeert als zwart gat.
Deze supernova explosies
worden nu geassocieerd met
gamma-flitsers (gamma-ray
bursts).
collapsar model
Dubbelsterren!
Het bepalen van massa’s en stralen van sterren vindt bijna altijd
plaats in Dubbelsterren!