De presentatie wordt gedownload. Even geduld aub

De presentatie wordt gedownload. Even geduld aub

Late evolutiestadia van sterren Paul Groot Afdeling Sterrenkunde, IMAPP Radboud Universiteit Nijmegen

Verwante presentaties


Presentatie over: "Late evolutiestadia van sterren Paul Groot Afdeling Sterrenkunde, IMAPP Radboud Universiteit Nijmegen"— Transcript van de presentatie:

1 Late evolutiestadia van sterren Paul Groot Afdeling Sterrenkunde, IMAPP Radboud Universiteit Nijmegen

2 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.

3 Sterstructuur Waterstof mantel helium kern

4 De He kern Wat gebeurt er met deze kern? Gewicht van de lagen erboven duwt op de kern Geen fusie om tegendruk te leveren. He kern H mantel F g (mantel) P gas F g (kern)

5 Drukevenwicht Kracht naar buiten: gasdruk van de kern P kern = ( R /μ) ρ T Kracht naar binnen: gewicht van buitenlagen + eigen gewicht van de kern.

6 Schönberg-Chandrasekhar limiet Als M kern < 0.13 M zon: kern is stabiel. → Geen ineenstorting! Als M kern > 0.13 M zon: kern is instabiel → Directe instorting Dit treedt op voor een begin massa van M zon

7 De Helium kern Voor sterren met M > 2 M zon : Kern stort in elkaar, Temperatuur gaat omhoog door potentiele energie die vrijkomt. T↑ : P ↑

8 Evolutie van een 10 M zon ster Temperatuur van kern loopt snel op bij ineentrekking: Twee gevolgen: - Waterstof schilverbranding - De ster wordt een reus.

9 Waterstofschilverbranding Elk fusie proces heeft ontbrandings temperatuur:

10 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 R R kern

11 Waterstofschilverbranding Als T (R kern ) > 10 miljoen K: Ontbranding van waterstof in schil T R R kern He H 10 MK He H Schilverbranding

12 Waterstofschilverbranding Omdat T↑ door contractie gaat L↑ ook enorm omhoog. Fusie verloopt via CNO proces: ε = ε 0 T 16 T R R kern He H 10 MK He H Schilverbranding L L L L

13 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. E kin = Σ (½ m i v i 2 ) ≈ N k T E pot ≈ -GM 2 / R

14 De tweedelige ster Stel we splitsen de ster op in twee delen: een kern en een mantel E kin = (E kin ) kern + (E kin ) mantel = N kern k T kern + N mantel kT mantel E pot = (E pot ) kern + (E pot ) mantel = -G(M kern 2 / R kern + M mantel 2 / R mantel ) Dus als T kern omhoog gaat en R kern naar beneden, gaat (E kin ) kern omhoog en (E pot ) kern naar beneden. Dit moet gecompenseerd worden door de mantel!!

15 De tweedelige ster Voor contractie v/d kern Na contractie v/d kern schilverbranding

16 Een rode reus Na contractie v/d kern schilverbranding De ster wordt dus helderder en groter/koeler

17 Evolutie in het HRD log T log L Hoofdreeks 0.01 R_sun 0.1 R_sun 1 R_sun 10 R_sun 100 R_sun Rode Reus 10 M zon Snel!!

18 Hertzsprung Gap Kans om zware ster op weg naar reuzentak te zien is klein: Dit is het Hertzsprung Gat

19 Dredge-up fase Materiaal uit het binnenste komt naar de oppervlakte

20 Helium ontbranding Bovenaan de reuzentak bereikt de kern de helium ontbrandings temperatuur. Kernfusie van helium in het centrum komt op gang

21 Helium ontbranding Bij fusie van He wordt koolstof en zuurstof gemaakt.

22 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’ E pot = (E pot ) kern + (E pot ) mantel Potentiele energie van de kern neemt toe: die van de mantel neemt af: krimp.

23 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’

24 Evolutie in het HRD log T log L Hoofdreeks 0.01 R_sun 0.1 R_sun 1 R_sun 10 R_sun 100 R_sun 10 M zon Helium kern verbranding start Horizontale tak

25 Helium kern fusie Energie die vrijkomt bij helium fusie is ongeveer 1/10 e van H-fusie. Levensduur van ‘He – hoofdreeks’ is dus ook slechts 1/10 e van de hoofdreeks En dan…?

26 De asymptotische reuzentak Ster bestaat nu uit C/O kern, helium laag en daaromheen H laag. H mantel C/O He mantel

27 De C/O kern Als helium op is in de kern: deze gaat samen trekken, T↑ H mantel He mantel

28 De C/O kern Potentiele energie van de kern neemt af: Mantel gaat weer uitzetten. H mantel He mantel

29 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 He mantel He schilverbranding H schilverbranding

30 Evolutie in het HRD log T log L Hoofdreeks 0.01 R_sun 0.1 R_sun 1 R_sun 10 R_sun 100 R_sun 10 M zon Horizontale tak Rode Reus Rode super reus

31 Rode Superreuzen

32

33 Tweede dredge-up fase Materiaal uit het binnenste komt weer naar de oppervlakte Weer komt materiaal uit het binnenste naar het oppervlak

34 Vervolg fasen Als een ster meer dan 8 M zon heeft bij het begin op de hoofdreeks, dan doorloopt hij alle fusiestadia tot aan de ijzer kern.

35 En dan? Wat gebeurt er als de ijzer kern is gevormd: volgende week.

36 Evolutie van 1 Zonsmassa De kern van 1 M zon aan het einde van de hoofdreeks is <0.13 M zon. 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.

37 Evolutie in het HRD log T log L Hoofdreeks 0.01 R_sun 0.1 R_sun 1 R_sun 10 R_sun 100 R_sun 10 M zon Horizontale tak Rode Reus Rode super reus

38 Einde van de Aarde

39 Helium verbranding Op de top van de reuzentak kan helium verbranding in de kern. Maar…….

40 Gedegenereerde materie Normaal gesproken is het gas in een ster een ‘ideaal gas’ ‘Harde bollen’ maar als de dichtheid heel hoog oploopt kan er een andere toestand optreden. P = ( R /μ) ρ T

41 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 = K 1 ρ 5/3

42 De thermostaat Fusie in een ideaal gas is een thermostaat: Fusie, T↑ P↑: R↑ T↑: P↑ P↓: R↓ R↑: T↓ T↓: P↓: Fusie ↓ R↓: T↑ Een stabiele configuratie

43 Maar in een gedegenereerd gas Fusie in een gedegenereerd gas is instabiel: Fusie, T↑T↑: P=T↑: Fusie↑ Fusie↑: T↑ Boem!!!!

44 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.

45 Evolutie in het HRD log T log L Hoofdreeks 0.01 R_sun 0.1 R_sun 1 R_sun 10 R_sun 100 R_sun 10 M zon Horizontale tak Rode Reus Heliumflits

46 Na de horizontale tak… log T log L Hoofdreeks 0.01 R_sun 0.1 R_sun 1 R_sun 10 R_sun 100 R_sun 10 M zon Horizontale tak Rode Reus Rode super reus Heliumflits

47 Het HRD


Download ppt "Late evolutiestadia van sterren Paul Groot Afdeling Sterrenkunde, IMAPP Radboud Universiteit Nijmegen"

Verwante presentaties


Ads door Google