Sterrenleven cursus vinkhuys 8dec11

1

9-12-2011 Sterrenleven, Vinkhuys, okt-dec11 1

Astronomie Cursus ‘t Vinkhuysokt-dec 2011

- Leven van Sterren -

Paul Wesselius, 8 december 2011


Inhoud Sterrenleven

1. Overzicht

2. Geboorte van Sterren

3. Volwassen Sterren

4. Bejaarde lichte Sterren

5. Bejaarde zware Sterren

6. Samenvatting

2


Achtergrond Informatie

• Cursus Evoluerend Heelal van RUG, Sterevolutie, Marc Verheijen (Veel slides van hem ‘geleend’)

• Cursus Sterevolutie, Leidse Sterrenwacht, Anthony Brown• Blz 182-187 in Handboek Sterrenkunde, Govert Schilling,

Fontaine Uitgevers, vijfde druk 2010• http://nl.wikipedia.org/wiki/Sterevolutie• http://www.phys.uu.nl/~kortland/hisparc/HiSparc_1_1_1%

20sterevolutie.pdf• Site: http://zebu.uoregon.edu/textbook/se.html geeft

schematische informatie over sterevolutie• In Quest of the Universe, Theo Koupelis, Jones and Bartlett

Publishers, 2010


1. Overzicht

3


Van: http://kamyabology.com/man/


Leven van onze Zon

4


Levenspad zware ster

Supernova

Superreus

Van: http://learn.uci.edu/oo/getOCWPage.php?course=OC0811004&lesson=002&topic=014&page=12

NASA plaatje


5


2. Geboorte van Sterren


De Paardenkopnevel in het sterrenbeeld Orion

6


De Orionnevel, in detail, gefotografeerd door de Hubble Space Telescope


De donkere wolk HH 46/47 komt tot ‘leven’ op een infrarood plaatje (‘vertaald’ naar wederom een optisch plaatje, anders zie je niets).

Er blijken sterren geboren te worden.

7


3. Volwassen Sterren


Hertzsprung-Russell diagram speelt centrale rol voor astronomen bij de studie van leven van een ster

8


Pas geboren sterren bewegen van koud naar de hoofdreeks.

Zware sterren in 60.000 jaar, een lichte ster kan daar wel 150 miljoen jaar over doen

Helderheid

Temperatuur30.000 3.000

1/100

1.000

Zon =1


Sterren, gemeten door de Hipparcos satelliet, én sterren die heel dichtbij staan, in een HR diagram van Richard Powell

9


Evenwicht tussen zwaartekrachten gasdruk, opgewekt door kernfusie

Van: http://www.astroforum.nl/astrowiki/index.php/Supernovarestanten


Door kernfusie neemt het aantal ionen in de kern af

De kern krimpt

De temperatuur in de kern neemt toe

Kernfusie wordt efficiënter en produceert meer energie

De ster wordt helderder & de buitenlagen expanderen en koelen af

Volwassen op de hoofdreeks

10


Het einde nadert...Volwassen leven op hoofdreeks eindigt als waterstof op raakt.

Veel eerder in zware sterren dan in lichte sterren.

Blauwe sterren zijn zwaar en levensnel:Ze blijven altijd jong!

Men vindt ze in de buurt van hungeboorteplaats

Rode sterren zijn lichter en leven veel langzamer: Ze zijn ouder.

Plejaden Bolhoop Messier 15


Sterren sterven na de hoofdreeks

Ster van 1 zonsmassaTwee zware sterren: 5 en 9 zonsmassa’s

Voor sterren van verschillende massa zijn de de levenslopen zeerverschillend.

11


Lichter dan 0,4 M : zeer lichte sterren

0,4 - 4 M : lichte sterren

4 - 8 M : zware sterren

Zwaarder dan 8 M : zeer zware sterren

Deze sterren wacht een zeer verschillend lot…

Levensduur hangt af van massa

1 M = 1 zonsmassa


4. Bejaarde lichte sterren

12


Zeer lichte sterren: rustige bejaarden

volledigconvectief

Door ‘convectie’ bereikt allewaterstof de kern en verspreidthelium zich door gehele ster

Kernfusie en aantal deeltjesnemen langzaam af

Gehele ster krimpt en wordt heter door zwaartekrachtsenergie

Ster wordt heter en lichtzwakker, wordt een afkoelende Witte Dwerg

Alle zeer lichte sterren ooit gevormd leven nog op de hoofdreeks!


Lichte Sterren – fusie in schil Rode reus

niet volledig convectief3 gevolgen:

Niet al het waterstof bereikt de kernen is beschikbaar voor fusie

kernfusie en aantaldeeltjes nemen af

helium-kern krimpt

kern-temperatuurneemt zeer sterk toe

Waterstof-fusie begint in een schil rond de helium-kern Uitgestraalde energie neemt sterk toe (A->B)De buitenlagen expanderen sterk en koelen af

13


Lichte sterren – Helium Koolstof

Als helium-kern 100 miljoen K fusie van helium tot koolstof.

Kern wordt heter en expandeert.

Buitenlagen krimpen en worden heter.

Schil met waterstof-kernfusiekoelt en totale energieproduktie

neemt af (B C).

Koolstof-kern krimpt totdatdruk van elektronen-degeneratiehet krimpen stopt.

Helium-fusie in schil rondomkoolstof-kern (C D)

In B en D: Rode Reuzen


Rode Reuzensterren zijn inderdaad reuzen!

Onze Zon over 6 miljard jaar…

0.4 - 4 M

QuickTime™ and aVideo Format cvid decompressor

are needed to see this picture.

Betelgeuze in Orion

Grootte van Betelgeuze

Grootte van aardbaan

Grootte van Jupiter’s baan

14


Pulsaties en massa-verlies

Helium-fusie is zeer sterk temperatuur afhankelijk 1) De buitenlagen gaan sterk pulseren;2) Hierbij wordt veel massaverloren

0.4 - 4 M

De weggeblazen buitendelen worden zichtbaar als eenPlanetaire Nevel..

Dit stadium duurt slechts 10.000 jaar


Planetaire Nevels 0.4 - 4 M

Eskimo nevel

Kattenoog nevel

Zandloper nevel

IC 418

Ei nevel in gepolariseerd licht

NGC 3132

15


Witte Dwergen 0.4 - 4 M

Rond Sirius draaiteen Witte Dwerg ster.

Er zijn tot nu toe zo’n300 Witte Dwergengevonden.

De Zon zal sterven alseen Witte Dwerg…..

In Witte Dwergen vindt geen kernfusie meer plaats.

De druk t.g.v. elektron-degeneratie voorkomtverdere instorting.

Sirius BDe afkoelende naakte kernen van Rode Reuzen, later van planetaire nevels


Eigenschappen van Witte DwergenTemperatuur : 4.000 - 85.000 K

Massa : 0,02 – 1,4 M(1,4 M = kritieke massa)

Chandrasekhar limiet

Diameter : vergelijkbaar met de Aarde

Dichtheid : 2.000 kilo per theelepeltje

Aan oppervlak weeg je 400.000 keerzwaarder dan op Aarde

Hoofdreekssterren zwaarder dan 4 M hebbenzwaardere kernen en laten geen Witte Dwergen achter…

Aarde

Witte Dwerg

16


Witte Dwerg ineen dubbel-ster

Massa-overdracht vanaf RodeReus en accretie op Witte Dwerg

Supernova type Ia, 1 miljardkeer helderder dan de Zon

Gas verzamelt op oppervlak enfusiebom gaat af: Nova.

Bij dumpen teveel gas op de Witte Dwerg wordt massa te groot (groterdan 1,4 M ) De gehele ster explodeert en er blijft niets over; supernova type Ia


5. Bejaarde zware sterren

17


Bejaarde Sterren zwaarder dan 4 M> 4 M

wervels in centrum,straling in buitendelen

Kernen gaan over tot helium-fusie, met waterstof-fusie in schil rond kern.

Rode Super-Reuzenzig-zaggen door het HR diagram:

Zwaardere kernen produceren meerenergie: Rode Reuzen Rode Super-Reuzen


Vorming elementen in Rode Super-ReuzenSterkernen zo heet dat fusie steeds doorgaat: koolstof zuurstof neon silicium, tot ijzer. Voorbij ijzer kost fusie energie!! Ster kan exploderen tot Supernova type II.

Deze kernfusies vinden plaats in schillen rondom de sterkern

18


De zichtbare restanten van type-II SupernovaeSN1987A (In Magelhaense Wolk) De Krabnevel in de Stier

voor

na

Een universele licht-kromme.


Supernova gaat af; pulsar ontstaat

19


opnieuw maakt de massa het verschil:

Wat blijft er over van de kern?

4 - 8 M : Neutronen-ster Boven 8 M : Zwart Gat

Substantieel m

assaverlies!!

> 4 M


Pulsars zijnkosmische vuurtorens(met radio-bundels)

N.B. een pulsar is dus een overblijfsel van een ster.

Een Neutronen-ster kan zich manifesteren als een Pulsar

Een paperclip van Neutronen-ster-materiaal is even zwaar als Mount Everest!

Massa : 1.4 - 3 MDiameter : 20 kmTemperatuur : 10.000.000 K

Gamma pulsen van de Vela pulsar

20


6. Samenvatting


Sterrenleven cursus vinkhuys 8dec11

Education

Transcript of Sterrenleven cursus vinkhuys 8dec11