De Lijken van Sterren
description
Transcript of De Lijken van Sterren
De Lijken van Sterren
Paul GrootAfdeling Sterrenkunde, IMAPPRadboud Universiteit [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
Werner Heisenberg
‘Éen deeltje kan niet oneindiggoed bepaalde plaats en snelheid hebben’
Δx Δp > ћ3
Heisenberg relatie
Wolfgang Pauli
‘ Twee fermionen kunnen nietprecies dezelfde quantum toestandhebben.’
Pauli Principe
Quantum toestand: dezelfde plaats, impuls en spin.
De dichtheid in een koelende kern loopt zohoog op dat electronen als eerste last krijgenvan Heisenberg en Pauli principes:
De deeltjes zitten zo dicht bij elkaar dat hunimpuls omhoog moet…
De electronen druk
Meer impuls = meer druk.
Electronen leveren een druk op die de zwaartekracht weerstaat.
Pelectron
De ster is ´gedegenereerd´
Gedegenereerde materie
• Druk hangt niet van de temperatuur af.
• Hoe hoger de massa (= zwaartekracht), hoe kleiner de ster
Eigenschappen Gedegenereerde materie
Fermionen en bosonen
In de kern
Dichtheid is zover opgelopen dat de druk door electronendruk wordt opgewekt.
De kern stopt met samentrekken en straaltaanwezige energie nog slechts uit…
Amerikaanse lenzenslijperAlvan 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 langzaamdoor thermische energie uit te stralen.
Chandrasekhar Massa
Hoe zwaarder een witte dwerg, hoe kleiner hij moet zijn.
1.2 Mzon
0.6 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.
pfermi
Maxwell
gedegenereerd
impuls
N(p)
pfermi = me v, maar me is vast. Dus als pfermi omhoog moet als M omhooggaat, moet dus v omhoog gaan.
En dat gaat fout…
Chandrasekhar Massa
Er is een maximum massa aaneen 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 zeeen 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-snelheidgroter 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 massawaarbij 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 proto-neutronenster 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 altijdplaats in Dubbelsterren!