De presentatie wordt gedownload. Even geduld aub

De presentatie wordt gedownload. Even geduld aub

De Sterren prof.dr. Paul Groot Afdeling Sterrenkunde, IMAPP Radboud Universiteit Nijmegen.

Verwante presentaties


Presentatie over: "De Sterren prof.dr. Paul Groot Afdeling Sterrenkunde, IMAPP Radboud Universiteit Nijmegen."— Transcript van de presentatie:

1 De Sterren prof.dr. Paul Groot Afdeling Sterrenkunde, IMAPP Radboud Universiteit Nijmegen

2 De Sterren Uur 1: De Zon als Ster Uur 2: Geboorte, leven en dood van sterren De Zon: - M sun = 1.99 x kg = M Earth - R sun = 6.99 x 10 8 m = 109 R earth - d sun-earth = 150 x 10 9 m = 215 R sun

3 Laag met gas van 5800 K Temperatuur neemt van binnen naar buiten af.

4 Wet van Wien Plek van piek hangt af van temperatuur: λ piek T = 310 6

5 Blauw=heet, rood=koel

6 Rotatie van de Zon Zon draait in 27 dagen rond

7 Zonnevlekken

8 Koelere gebieden door B-veld

9 Waarom koeler? Gas in vlek is in druk evenwicht met gas er om heen:

10 Zonnevlekken → Protuberansen

11

12 Protuberansen

13 Chromosfeer en Corona Door energie van magneetveld reconnectie wordt de buitenste atmosfeer verhit

14 Chromosfeer

15

16 De Corona

17 De Zon is een evenwicht  De zwaartekracht die naar binnen wil  Gasdruk die naar buiten wil FgFg FgFg FgFg FgFg P

18 Een ster is een evenwicht  Zwaartekracht naar binnen  ‘Iets’ naar buiten.  Een ster verliest energie door straling, i.e.: een ster moet energie opwekken om zwaartekracht tegen te gaan en stralingsverlies te compenseren. Een sterleven is eindig!!!

19 Gas druk levert tegenkracht

20 Zonnecentrum T kern = K ρ kern = 10 5 kg/m 3 P kern = N/m 2 Voornamelijk heel heet!

21 Kern fusie Pas in 1939 stellen Bethe & Critchfield voor dat Zon schijnt door kernfusie

22 Hoe werkt kernfusie? Einstein: E = mc 2 Dit is de ‘rustmassa’ van een object bv het proton: m p = 1.67 x kg E p = m p (3x10 8 ) 2 = 1.5x J

23 De pp-cyclus De basis fusie keten is:

24 Massa verschil 4 x proton = 4 x m p 1 x helium = 2 x m p + 2 x m n 2 x electron = 2 x m e De energie winst is: (2 x (m p – m n ) + 2 x m e ) c 2 = 4.4x J

25 De Zonslichtkracht opgewekt De lichtkracht van de Zon: 3.84 x J/s De energie per fusie is: 4.4 x J Dus er zijn 3.84 x10 26 / 4.4 x reacties per seconde nodig om dit op te brengen: 8.7 x fusies per seconde! Dat is: 600 miljoen ton waterstof per seconde

26 De andere sterren Elke ster wekt zijn energie op door fusie! Elke ster is een tijdelijk evenwicht. Elk sterleven is eindig…

27 De geboorte van sterren

28

29

30 Waarom klappen wolken in elkaar? Omdat zwaartekracht van de wolk groter wordt dan druk in de wolk Potentiele energie van een bol: Kinetische energie van een gas:

31 Stervorming: de Jeans Massa Voor een gebonden ster: E pot + E kin < 0 Als M > M J (de Jeans massa) dan gaat wolk samentrekken. De kinetische energie is niet in staat de zwaartekracht tegen te houden.

32 Afplatting van wolk Snelle rotatie leidt tot afplatting van de wolk:

33 Protostars (Poplyds)

34

35 Protoster geometrie Accretieschijf Protoster Magneetveld Jets

36 Herbig Haro Objecten

37

38 In ‘Slakkenogen’

39 Clustervorming

40 De ‘initial mass function’ Er ontstaan weinig zware sterren en veel lichte sterren

41 Grootheid: Snelheid van verandering: Tijdschaal van verandering: Een kwestie van tijd… Op wat voor tijdschaal voltrekken veranderingen?

42 Bijvoorbeeld: Het oplossen van een file: Grootheid: Ψ (aantal autos in de file, bv 100) Snelheid van verandering: dΨ/dt (hoeveel autos er per seconde kunnen doorrijden, bv 2) Tijdschaal waarop file oplost: Ψ / dΨ/dt = 100 / 2 = 50 seconde

43 Grootheid: Ψ = straal van de ster = R Snelheid van verandering: vrije val snelheid, Tijdschaal waarop gravitationele energie verandert: Tijdschalen in sterren: I Het vallen in een potentiaal put.

44 Grootheid: U = Energie inhoud van een ster Snelheid van verandering: Lichtkracht van een ster: L Tijdschaal waarop thermische energie inhoud verandert: Tijdschalen in sterren: II Het uitzenden van thermische energie

45 Tijdschalen in sterren: III Het opwekken van nucleaire energie Grootheid: E nuc = Nucleaire energie inhoud van een ster = εMc 2 Snelheid van verandering: Lichtkracht van een ster: L Tijdschaal waarop nucleaire energie inhoud verandert:

46 Tijdschalen in de Zon Hoe verhouden deze tijdschalen zich in de Zon? Dus: Algemeen geldig in hoofdreekssterren!

47 Evolutie drijver Het zijn dus de nucleaire processen die de veranderingen in een ster drijven. Thermische en dynamische aanpassingen zijn ‘instantaan’. fusie

48 Wat bepaalt de hoofdreeks? temperatuur lichtkracht temperatuur – lichtkracht relatie

49 Massa-lichtkracht relatie log L = constant + β log M L = constante M β β ~ 3

50 Theoretisch verklaard Een goede theorie moet dus het verband tussen M,T en L kunnen verklaren op de hoofdreeks. Sir Arthur Eddington (1882 – 1944)

51 De toestandsvergelijking Het verband tussen de druk, de temperatuur en de dichtheid in een gas heet een ‘toestandsvergelijking’ Ludwig Boltzmann ( ) P (T,ρ) ??

52 Het ideale gas Een verzameling harde bollen (knikkers). 1: Geen krachten tussen bollen 2: Volledig elastische botsingen 3: Maxwellse snelheidsverdeling (= één temperatuur T) 4: Alle bollen identiek

53 Sterstructuurvergelijkingen Massa behoud Hydrostatisch evenwicht Energie productie Stralingstransport Dat is alles wat we op hoeven te lossen! Helaas, ze zijn gekoppeld…

54 Massa behoud Massa dM in schil met dikte dr: volume = 4 π r 2 dr massa dichtheid = ρ Totale massa is dichtheid x volume dM = 4 π r 2 ρ dr ofwel: dM/dr = 4 π r 2 ρ

55 Hydrostatisch evenwicht hydrostatisch evenwicht Druk van het water zwaartekracht Boot blijft drijven als F g = P water Wet van Archimedes

56 Energie productie energie productie Energie per fusie = ε Productie in schil met dikte dr: energie = massa in schil x energie per fusie dL = 4πr 2 ρ dr ε ofwel dL/dr = 4 πr 2 ρ ε

57 Stralingstransport

58 De hoofdreeks Centrale temperatuur van een ster gaat als: T c = constante M/R Straal van een ster gaat als ρ -⅓ M ⅓, Voor gelijke dichtheid ρ: M x 2, R x 2 ⅓ (= 1.26) Dus M/R gaat als M ⅔, i.e. M↑, T c ↑ Zware sterren zijn dus heter!

59 Zijn hete sterren ook helderder? Kernfusie is heel erg temperatuur afhankelijk. ε = ε 0 ρ T 4 pp-cyclus Voor zwaardere sterren: ε = ε 0 ρ T 16 CNO cyclus

60 Massa – lichtkracht relatie Verhoging van T c en afhankelijkheid ε (T c ) levert op dat inderdaad de massa de lichtkracht bepaalt. Voor CNO-cyclus sterren: L = c 1 M 3

61 Grenzen aan de hoofdreeks Wat bepaalt de helderste (zwaarste) en zwakste (lichtste) hoofdreekssterren?

62 De zwakste sterren Zon Jupiter

63 De zwakste sterren We noemen iets pas een ster als er waterstof fusie in optreedt. Hiervoor moet de kern een kritische temperatuur overschrijden. T c = c 1 M/R (T c ) krit = 4 miljoen K. Dit wordt bereikt bij M~0.085 M zon

64 De helderste/zwaarste sterren Omdat ε(T c ) zo’n steile functie is (met macht 16 voor zware sterren), neemt energie productie snel toe. I.e.: L gaat heel hard omhoog: L = c 1 M 3 De stralingsdruk gaat dus ook heel hard omhoog Hydrostatisch evenwicht: P gas = F g – P rad.

65 De helderste/zwaarste sterren FgFg P gas P rad In zware sterren neemt de stralingsdruk zeer sterk toe! De ster zal zichzelf letterlijk aan stukken blazen!!!

66 De helderste/zwaarste sterren

67 De zwaarste sterren De bovenlimiet van de main-sequence ligt op ~100 – 120 M zon. De Arches cluster van zware sterren


Download ppt "De Sterren prof.dr. Paul Groot Afdeling Sterrenkunde, IMAPP Radboud Universiteit Nijmegen."

Verwante presentaties


Ads door Google