De Krabnevel en zijn pulsar

Een expanderende gaswolk in de Stier, gestuurd door

een neutronenster

Krabnevel

De ontdekking

Charles Messier

Franse kometenjager Maakte lijst van

‘storende’ wazige vlekjes aan de hemel

De lijst werd gepubliceerd in 1771

Bevat nu 102 objecten M1 is een nevel in De

Stier Was al eerder ontdekt

door John Bevis (1731)

Deel van Messier’s objecten;

wazige vlekjes van velerlei soort

Sterrenkaart met Taurus (de Stier). Zoek M1!

Nogmaals, nu wat duidelijker

Lord Rosse (William Parsons, 1800 – 1867) maakte de toen grootste telescoop (183 cm); gaf

de nevel zijn naam

Lord Rosse noemde hem de Krab nevel(Lijkt dit echt wel op een krab??)

Moderne opname van Messier-1

M1 ontstond door een supernova explosie

Het supernova proces

Waarnemingen ( Slipher, 1913; Lampland, 1921)

toonden dat de nevel expandeert Terugrekenen: expansie begon ca. 900 jaar eerder Lundmark: De Chinese gast-ster van 4 juli 1054? Bevestigd door Mayall, 1942 verfijnd door Leidse

sinoloog Duyvendak (samenwerking met Oort) Afstand werd geschat op 6500 lichtjaren Was in maximum helderder dan alle sterren en

planeten aan de hemel , dus … dan moet de gast-ster een supernova zijn geweest

De identificatie

De gast-ster

Ook elders in de wereld gezien. Slaan deze tekeningen en inscripties echt

wel op de gast-ster?

Een supernova: imploderende ster aan het eind

van zijn leven die daarna de buitenmantel uitstoot De oude gegevens geven een schematische

indruk van de lichtcurve Spectra van de Krab nevel tonen de chemische

samenstelling van het uitgeworpen gas – veel waterstof en helium

Er zijn 2 typen supernovae; uit die twee gegevens besluiten we: het was het een supernova van Type II

Supernova van type II

Lichtkrommen type I en II

Dit is een ster zwaarder dan 8 maal de zon Als bij de zon: waterstof –helium fusie in centrum Als alle waterstof in He is overgegaan stort kern ineen;

dee zon wordt dan een witte dwergster Bij deze zware sterren neemt kerntemperatuur toe en

zwaardere elementen kunnen nu fuseren; He wordt C, O, N, Ne

Dat gaar zo door tot het proces waarbij nikkel via chroom in ijzer overgaat

Steeds oefent de opgewekte straling de uitwaartse druk uit die de ster in stand houdt

Maar fusie van ijzer is het eind; daar is energie voor nodig

SN type II

Zware ster aan eind van bestaan; het schillenmodel

Als geen kernfusie meer op kan treden stort de kern ineen; Implosie gevolgd door

explosie

In de hete omhulling ontstaat 56Ni; dit is

radioactief en vervalt naar 56Co en dat tot 56Fe Het 56Ni heeft een halfwaardetijd van 6 dagen (na

6 dagen is de helft nog maar over, enz.) Dat vervalt dus snel Het 56Co heeft een halfwaardetijd van 70 dagen Dit vervalproces bepaalt de vorm van de

lichtkromme: na elke 70 dagen is de helderheid van de supernova weer tot de helft afgenomen

Helderheidafname is te verklaren

We zien hoe in een supernova massaal ijzer

gevormd wordt Hoeveelheid nieuw gevormd ijzer is ongeveer

0.02 zonsmassa Dit is een kleine tienduizend aardmassa’s Zo wordt en werd door supernova

uitbarstingen ons heelal verrijkt aan zware elementen – niet alleen ijzer!

Kortom …

De nevel

Waarom een nevel ontstaat na het ineenstorten van een ster

Een belangrijke natuurwet: energie kan niet

verloren gaan; maar kan wel in andere vormen overgaan

De potentiele energie van het gas van de ster wordt bij het ineenstorten omgezet in kinetische (val-) energie

Als het vallen stopt wordt valenergie omgezet in warmte-energie en in kinetische (uitstroom-) energie

Heet gas stroomt van de rest van de ster de ruimte in

Snelheden van de orde van 10 000 km/sec

Zaak van energiebehoud

Magnetische velden worden veroorzaakt door

rondlopende elektrische stromen De zijn overal aanwezig in dit turbulente gas Kunnen hier en daar versterkt of verzwakt worden Als stroomkringen elkaar ontmoeten kan

‘kortsluiting’ optreden: elektrische energie wordt dan omgezet in warmte en in straling

Dit verklaart (1) de bizarre vorm van delen van de nevel en

(2) grote temperatuurverschillen in de nevel

Ook magnetische velden

Berekende loop van magnetische krachtlijnen (kleur = sterkte; Leuven-Leeds

samenwerking)

De Krab

Van lage naar hoge temperatuur (radiostraling tot harde Röntgen)

Heet binnendeel en koeler buitenste

De rest van de ster

Bij de implosie van een ster zwaarder dan 8 zonnemassa’s en

lichter dan ca. 30 maal de zon ontstaat een neutronenster

Een neutronenster ontstaat

Atomen bestaan uit protonen (positieve elektrische lading), neutronen (elektrisch neutraal) en elektronen (negatief geladen)

Bij de implosie verenigen de elektronen zich met de protonen tot neutronen

Dit maakt enorme compressie mogelijk want afstotende (elektrische) krachten zijn weggevallen

De neutronester heeft dus een grote dichtheid

Massa’s tussen 1,4 en 3,2 maal zons-massa;

tot dusver van twee de massa bepaald: 2 x de zon

Middellijn ca. 25 km; die van ster is Krab is 20 km

Dichtheden van ongeveer 5 x 1017 kg/m3

Vergelijkbaar met dichtheid van een atoomkern

Dichtheid varieert in de ster: In de korst 1 x 109 en in de kern 7 x 1017 kg/ m3

Eigenschappen van neutronensterren

Ontsnappingssnelheid aan oppervlak is ca.

100 000 km/sec De atmosfeer bestaat uit ‘gewone’ atomaire

deeltjes; deze is slechts enkele micrometers dik

Daaronder een vaste korst met geen hogere heuvels dan van ca. 5 mm hoog

Dieper daar onder een steeds dichter neutronengas

Samenstelling van de kern is onzeker. Quarks?

Enkele gemiddelde gegevens

Geïllustreerd: een mogelijk model

Relativistisch effect: we zien meer dan de helft van de bol (Elk vierkant meet 30 x

30 graden)

De pulsar

De overblijvende neutronenster blijkt stralingspulsen uit te zenden

Van de onderste van de twee sterren ontvangen we 30 flitsen

per seconde

De neutronenster heeft een sterk magnetisch

veld Gevangen in dat veld bewegen zich

elektronen met zeer grote snelheden Snelheden in de buurt van de lichtsnelheid Deze zenden straling uit Synchrotron straling Synchrotron straling wordt uitgezonden door

snel voortvliegende elektronen spiralend in een magnetisch veld

Bron van de straling

Bundel synchrotron straling

Als bij de aarde valt de magnetische pool niet

samen met op rotatiepool Zo draait de uitgezonden stralingsbundel in het

rond De stralingsbundel is nauw Als de aarde toevallig ligt in de richting van de

uitgestraalde bundel dan zien we regelmatig weerkerende flitsen

30 flitsen per seconde uit de Krab pulsar– deze roteert dus in 33 milliseconde eenmaal om zijn as

Toeval!

De tussenpulsen afkomstig van de andere pool? Hij straalt zelfs ook gamma straling uit – straling van hoge energie !

De intense straling verhit het centrale deel van de nevel – beeld in Röntgen

straling

Gedetailleerd Röntgenbeeld; hoog verhitte gassen (temperaturen van miljoenen graden)

Einde verhaal?

Nog enkele raadsels blijven over

Raadselachtige veranderingen in slechts 4

maanden tijds

Straling van de Krab is waargenomen over een

breed spectraal gebied Van radiostraling (zeer lage energie van de

stralingsdeeltjes) tot hoogenergetische Röntgenstraling

Maximum lag tot voor kort bij 25 GeV. Dit is ruim 25 miljard maal de energie van een foton uit het zichtbare licht

Waar komt deze enorme energie vandaan?

Straling van zeer hoge energie

De Veritas telescoop in de woestijn van Arizona

is in staat straling waar te nemen met energieën van 100 tot 10 000 GeV

Daarmee is ook naar de Krab pulsar gekeken Ook toen werden pulsen gezien Energieën van 100 tot 400 GeV! Zo werd het record gebroken; maar wat is dit

voor straling ? Het kan geen synchrotron straling zijn

Wat dan wel?

Recente ontwikkeling

Er zijn pulsars ontdekt die bijna duizend

pulsen per seconde uitzenden Deze moeten heel jong zijn, want door verlies

van rotatie-energie zullen alle neutronensterren op den duur langzamer roteren – als voorbeeld de Krab met 0,3% per miljoen jaren

Toch is er minstens één milliseconde pulsar die, zoals uit andere gegevens blijkt, oud moet zijn – hoe kan dat?

De milliseconde pulsars

EIND VAN DIT VERHAAL

Maar niet het eind van het verhaal van de Krab, de neutronensterren en de

pulsars. We begrijpen nog lang niet alles