Samenvatting vorige les Sterren worden gekatalogeerd naar spectraaltype (O B A F G K M ) kleur temperatuur van de buitenkant helderheid De schijnbare helderheid (m) kunnen we meten, de absolute helderheid (M) kunnen we berekenen als we de afstand kennen.

Samenvatting vorige les Het Hersprung-Russell diagram (HR) De meeste sterren vinden we op de hoofdreeks (MS) Er zijn ook Rode Reuzen, Superreuzen en Witte Dwergen.

Samenvatting vorige les Massa – Grootte – Lichtkracht – Temperatuur en Levensduur zijn aan mekaar gekoppeld door wiskundige relaties. Grote, blauwe, hete sterren leven niet lang. (10 tot 100 miljoen jaar) Kleine, rode, koelere sterren leven zeer lang. (10 tot 100 miljard jaar)

Het ontstaan van sterren

RECEPT VOOR EEN STER Een grote gaswolk Enkele zwaardere elementen (Niet nodig maar wel handig) Zwaartekracht Kosmische straling en magneetvelden Een verstorende kracht Tijd

interstellair gas : 1 atoom / cm³ en 1000K gaswolk : 10 – 200K binnenkant is koeler dan de buitenkant ! 10 – 1000 atomen / cm³ afmetingen 10 – 100 pc ¾ Waterstof (H) en ¼ Helium (He) 0 → 2 % zwaardere elementen (“metalen”) “stof” : zeer kleine deeltjes (1µm) : C, Ca en al de rest, plus enkele moleculen stof is zeer koud : 10 – 100K

Fragmentatie – Klontervorming begrip “Jeans massa”

Optische dichtheid ( literatuur : optical depth, extinction, opacity ) = ± de mate waarin licht verzwakt wordt als het door een medium gaat opacity : κ afhankelijk van het medium optische diepte : τ = ρ . κ . afstand   Magnitude zal lineair oplopen met de afstand Optische dichtheid is sterk afhankelijk van dichtheid chemische samenstelling van het gas golflengte van het licht (1 spectraallijn kan zich totaal anders gedragen dan de naburige golflengten)

Optische dichtheid heet gas zal optisch “dunner” worden omdat het geïoniseerd is en geen spectraallijnen meer kan tegenhouden gas met moleculen (koel) zal vele spectraallijnen beïnvloeden stof wordt snel optisch dicht, omdat de deeltjes door hun afmetingen het licht blokkeren. Maar stof laat wel infrarood door omdat de ze golflengten groter zijn dan de afmetingen van de deeltjes. Dus stof kan gemakkelijk afkoelen, zelfs in een grotere wolk. Gevolgen : gas in de nabijheid van grote sterren zal verhitten en licht uitstralen in typische kleuren. gas in wolken is aan de randen heet en vanbinnen koel, omdat het licht niet diep kan doordringen stofwolken zijn bijna altijd koel bij gemengde (ijle) gas-stofwolken kan het gas heet zijn en het stof koel

Hα rood Hβ blauw OIII geel-groen ...

visueel infrarood

Kernreakties Belangrijkste reakties H – H reaktie (proton – proton) CNO reaktie (koolstof – stikstof – zuurstof) Deze zijn zeer temperatuursafhankelijk H – H begint al bij ‘lagere’ temp 1 milj K CNO heeft hogere temp nodig 10 milj K Bij sterren als de zon en kleiner, geldt enkel de H – H reaktie Bij sterren, groter dan 3x zon, geldt enkel de CNO-reaktie Tussenin komen ze beiden voor.

Kernreakties Proton – proton reaktie 3 varianten eindprodukt is Helium-4 (2 protonen + 2 neutronen) De energie-opbrengst is zeer hoog. Bij sterren in wording (Henyey-tracks) kan de eerste regel van pp1 reeds voorkomen. De volledige serie is voor de hoofdreeks.

Kernreakties CNO reaktie zeer complex vereist aanwezigheid van ‘metalen’ (elementen zwaarder dan helium) energie-opbrengst is kleiner dan bij pp-reaktie alleen bij grotere sterren mede verantwoordelijk voor de kortere levensduur van grote sterren eindprodukt is stikstof-14 , koolstof-12 en helium-4

Van stofwolk naar proto-ster Stofwolk trekt samen door zwaartekracht en er komt warmte vrij

Van stofwolk naar proto-ster Stofwolk trekt samen door zwaartekracht en er komt warmte vrij In het begin kan de warmte ontsnappen door straling en de wolk blijft koel.

Van stofwolk naar proto-ster Stofwolk trekt samen door zwaartekracht en er komt warmte vrij In het begin kan de warmte ontsnappen door straling en de wolk blijft koel. Wolk wordt optisch dichter en begint te verwarmen.

Van stofwolk naar proto-ster Stofwolk trekt samen door zwaartekracht en er komt warmte vrij In het begin kan de warmte ontsnappen door straling en de wolk blijft koel. Wolk wordt optisch dichter en begint te verwarmen. Periode waarin het H2 gedissocieerd wordt, energie wordt hiervoor gebruikt en de wolk warmt niet meer op.

Van stofwolk naar proto-ster Stofwolk trekt samen door zwaartekracht en er komt warmte vrij In het begin kan de warmte ontsnappen door straling en de wolk blijft koel. Wolk wordt optisch dichter en begint te verwarmen. Periode waarin het H2 gedissocieerd wordt, energie wordt gebruikt en de wolk warmt niet meer op. Tenslotte warmt de wolk verder op, tot in het centrum de temp bereikt wordt die voldoende is voor de eerste kernreakties (+- 1 miljoen °C). Proto-ster

Hayashi - tracks Bij het stijgen van de temp begint de ster licht te geven. Buitentemp. is eerder laag -> uiterst rechts in HR-diagram. HR-diagram

Hayashi - tracks Bij het stijgen van de temp begint de ster licht te geven. Buitentemp. is eerder laag -> uiterst rechts in HR-diagram. Hayashi-tracks Contractie gaat door -> ster wordt kleiner, dus minder lichtgevend. HR-diagram Hayashi-tracks

Hayashi - tracks Bij het stijgen van de temp begint de ster licht te geven. Buitentemp. is eerder laag -> uiterst rechts in HR-diagram. Hayashi-tracks Contractie gaat door -> ster wordt kleiner, dus minder lichtgevend. Ster beweegt ± vertikaal naar beneden in HR op de Hayashi-tracks. Elke massa van ster heeft zijn eigen Hayashi-track. Zware sterren -> korte track en zeer snel (10.000 j) Lichte sterren -> lange track en traag (1.000.000 j) HR-diagram Hayashi-tracks

Van proto-ster tot ster De levensloop op de Hayashi-tracks eindigt als de buitenmantel begint op te warmen. HR - diagram hoofdreeks ZAMS Hayashi - tracks

Van proto-ster tot ster De levensloop op de Hayashi-tracks eindigt als de buitenmantel begint op te warmen. De ster beweegt naar links in het HR-diagram : stijgende temperatuur, ± zelfde luminantie. zelfde luminantie komt door : meer licht door hogere temp minder licht door contractie Zulk een embryo-ster wordt ook wel T-Tauri-ster genoemd Hele grote proto-sterren noemt men dan Herbig Ae/Be-sterren HR - diagram hoofdreeks ZAMS Hayashi - tracks

Van proto-ster tot ster De levensloop op de Hayashi-tracks eindigt als de buitenmantel begint op te warmen. De ster beweegt naar links in het HR-diagram : stijgende temperatuur, ± zelfde luminantie. zelfde luminantie komt door : meer licht door hogere temp minder licht door contractie = Henyey - tracks HR - diagram hoofdreeks ZAMS Henyey - tracks Hayashi - tracks

Van proto-ster tot ster Binnenste van de ster kan +-1 miljoen graden bereiken -> lichte vorm van kernfusie : deuterium – proton-reaktie ²D + 1H -> ³He + γ het deuterium is afkomstig van de oerknal [ D/H ] = 10-5 (0,001 %) het wordt aangevoerd door de invallende waterstof uit de wolk. een andere reaktie is lithium – proton 7Li + 1H -> 4He + 4He dit Lithium is afkomstig van kosmische straling op de gaswolk en wordt ook aangevoerd door het invallend gas. Het wordt volledig opgebruikt in de kern. Het is relatief zeldzaam : 1 atoom Li voor 1 miljard H atomen. Deze kernreakties hebben weinig invloed op de evolutie van de ster in wording.

Van proto-ster tot ster De levensloop op de Hayashi-tracks eindigt als de buitenmantel begint op te warmen. De ster beweegt naar links in het HR-diagram : stijgende temperatuur, ± zelfde luminantie. zelfde luminantie komt door : meer licht door hogere temp minder licht door contractie = Henyey - tracks Uiteindelijk wordt de kern-temp zo hoog dat de volledige kernfusie kan starten. Gevolg : evolutie komt tot stilstand op de hoofdreeks van het HR-diagram Zero-Age Main Sequence (ZAMS) hoofdreeks ZAMS HR - diagram Hayashi - tracks Henyey - tracks

A Star Is Born ! Van proto-ster tot ster De levensloop op de Hayashi-tracks eindigt als de buitenmantel begint op te warmen. De ster beweegt naar links in het HR-diagram : stijgende temperatuur, ± zelfde luminantie. zelfde luminantie komt door : meer licht door hogere temp minder licht door contractie = Henyey - tracks Uiteindelijk wordt de kern-temp zo hoog dat de volledige kernfusie kan starten. Gevolg : evolutie komt tot stilstand op de hoofdreeks van het HR-diagram Zero-Age Main Sequence hoofdreeks ZAMS HR - diagram Hayashi - tracks Henyey - tracks A Star Is Born !

Misverstand Een ster in wording wordt warm en begint licht te geven als de kernfusie start.

Misverstand Een ster in wording wordt warm en begint licht te geven als de kernfusie start. Een ster wordt warm en begint licht te geven door samentrekking o.i.v. de zwaartekracht alleen. De kernfusie stopt deze evolutie. De uitgestraalde energie is gelijk aan de energie die door kernfusie opgewekt wordt. De samentrekking door de zwaartekracht stopt door de stralingsdruk en de ster is in evenwicht. De ster brengt het grootste deel van haar leven door op de hoofdreeks (MS). Sommige (kleinere) sterren geven zelfs meer licht als op de Hayashi-tracks zitten dan wanneer ze op de hoofdreeks staan !

Levensduur van sterren Levensduur wordt bepaald door de ‘verbranding’ van waterstof (H) in de kern. Als de waterstof (in de kern) op is, is ‘t gedaan (bijna).

Levensduur van sterren Levensduur wordt bepaald door de ‘verbranding’ van waterstof (H) in de kern. Als de waterstof (in de kern) op is, is ‘t gedaan (bijna). Nota : kernfusie in een ster is niet zo spectaculair : 276 W/m³ of 0,03W/Kg Ter vergelijking : het menselijk lichaam produceert 1,3 W/kg. de opgewekte energie is vergelijkbaar met 1 kaarsvlam per kubieke meter maar... ... er zijn enorm veel kubieke meters in de kern van een ster vb. zon = ± 1025 m³ in de kern

Levensduur van sterren Levensduur wordt bepaald door de ‘verbranding’ van waterstof (H) in de kern. Kernfusie alleen waar de temp hoog genoeg is. Sterren vergelijkbaar met de zon : ± 10% van de massa komt in aanmerking. Grote sterren : ± 10% à 30% van de massa komt in aanmerking. = energiereservoir = EH EH is evenredig met M* (massa v.d. ster) Eigenlijk is de temp. in de zon niet hoog genoeg. Maar in de kwantumfysika is niets “onmogelijk” enkel “zeer onwaarschijnlijk” Dus als er genoeg protonen zeer dicht op mekaar gepakt zitten, zullen er uitzonderlijk toch een paar fuseren, met het gekende gevolg.

Levensduur van sterren Levensduur wordt bepaald door de ‘verbranding’ van waterstof (H) in de kern. Lichtkracht L is evenredig met Mη waar η = 3,2.....3,35 dus als de massa stijgt, gaat de lichtkracht zeer sterk omhoog.

Levensduur van sterren Levensduur wordt bepaald door de ‘verbranding’ van waterstof (H) in de kern.  

Levensduur van sterren   Voorbeelden : zon = 10.000.000.000 jaar (we zijn halfweg !) 5x zon = 800.000.000 jaar 25x zon = 10.000.000 jaar 0,1x zon = >20.000.000.000 jaar (langer dan de leeftijd van het heelal)

Extremen Bruine dwergen : minder dan 0,08 M -> kernreakties komen niet op gang krimpt ineen tot evenwichts-situatie wordt zeer heet en koelt langzaam af enkel te zien op infrarood-beelden er wordt gespeculeerd dat bruine dwergen (mede) verantwoordelijk zouden zijn voor de ‘missing-mass’ of ook ‘donkere materie’

Extremen Luminous Blue Variables (LVB) type O en hoger te groot om gezond te zijn zeer blauw en zeer lichtgevend (temp > 20.000 K) (>100.000 x licht zon) stralen in UV en hoger intense straling kan sterkere druk uitoefenen dan zwaartekracht (wet van Eddington) blazen groot deel van hun mantel weg instabiel : vaak erupties e.d. Vb. η-Carina (130x zon)

Extremen Luminous Blue Variables (LVB) type O te groot om gezond te zijn zeer blauw en zeer lichtgevend (temp > 20.000 K) (>100.000 x licht zon) stralen in UV en hoger intense straling kan sterkere druk uitoefenen dan zwaartekracht (wet van Eddington) blazen groot deel van hun mantel weg instabiel : vaak erupties e.d. Vb. η-Carina (130x zon) Wolf-Rayet (WR) ster is het vervolg op een LBV als de buitenmantel geheel weggeblazen is. WC : koolstof ligt bloot WN : stikstof ligt bloot

Populatie De overgrote meerderheid van de sterren bevindt zich op de hoofdreeks in het HR-diagram, in de buurt van de zon. ze hebben een lange levensduur en blijven lang op de MS grote sterren hebben korte levensduur en zijn dus snel weg er worden nu steeds minder grote sterren gevormd (komt o.a. door contaminatie van interstellair gas door andere elementen dan H en He, gevormd door het ontploffen van sterren)

Wegblazen van interstellaire gaswolk Als een ster eenmaal gevormd is, kan de straling het overblijvende gas uit de oorspronkelijke wolk wegblazen. Gevolg : de evolutie (groei) van de ster stopt. Gebeurt reeds op de Henyey-tracks, dus voor de MS.

Wegblazen van interstellaire gaswolk Als een ster eenmaal gevormd is, kan de straling het overblijvende gas uit de oorspronkelijke wolk wegblazen. Gevolg : de evolutie (groei) van de ster stopt. Gebeurt reeds op de Henyey-tracks, dus voor de MS. Misverstand : alle sterren blazen hun overblijvende gaswolk weg. Enkel de O en B sterren zijn lichtkrachtig genoeg om dat te doen. Bij kleinere sterren verdwijnt de gaswolk ook, maar het is niet duidelijk hoe dit gebeurt. Misschien vorming van planeten ?

Wegblazen van interstellaire gaswolk Levert nochtans spectaculaire beelden : De ‘kop’ van deze pilaren bevatten extra geconcentreerd gas, dat niet zo gemakkelijk weggeblazen wordt. = sterren in wording ! Boven het beeld bevindt zich 1 of meer O B sterren die het gas naar ‘onder’ blazen. Het gas in de schaduw van deze koppen wordt niet weggeblazen -> ‘pilaren van de schepping’

Pasgeboren ster omgeven door donkere stofwolk M42 (Orionnevel) - HST

Pleiaden ±100 milj jaar oud B-sterren gezamenlijk gevormd (open sterrenhoop)

Samenvatting sterren ontstaan uit een zeer grote, ijle gaswolk deze gaswolk trekt samen door de zwaartekracht uiteindelijk ontstaan lokale ophopingen : proto-sterren door de samentrekking wordt de proto-ster heet dit zijn zeer complexe fenomenen de temperatuur en dichtheid in de kern wordt hoog genoeg om kernreakties op gang te brengen de ster komt in evenwicht : uitgestraalde energie is gelijk aan de door kernreakties opgewekte energie de samentrekking stopt en de ster staat op de hoofdreeks van het HR-diagram (MS). Voor het grootste deel van haar levensduur.

Het ontstaan van sterren dit was... Het ontstaan van sterren