Nederlandse Vereniging voor Weer en Sterrenkunde, afd. Arnhem Het levensverhaal van sterren Van protoster tot supernova Nederlandse Vereniging voor Weer en Sterrenkunde, afd. Arnhem

Overzicht cursusavond 7 het leven van een “hoofdreeks” ster kernfusie: omzetting van waterstof naar helium het einde van een “hoofdreeks” ster waterstof raakt op: wat nu? planetaire nevels, supernova’s exotische “sterren” witte dwergen en neutronensterren zwarte gaten

Het leven van een hoofdreeks-ster

Dichtheid, druk en temperatuur in de Zon Kernfusie vindt alleen plaats in een kleine kern van de Zon. De kern is slechts enkele vol% van de totale inhoud van de Zon. In de kern lopen dichtheid, druk en temperatuur hoog op! Dichtheid in kern: ca. 100.000 kg/m3 Druk in kern: ca. 340 miljard atmosfeer Temperatuur in kern: ca. 15 miljoen Kelvin

Energietransport door de ster Vanuit de energiecentrale in de kern van de ster wordt de energie via convectie (denk aan turbulent kokend water) en straling (denk aan “bakken in de zon”) naar het oppervlak van de ster getransporteerd. Transport door straling duurt zeer lang (ca. 200.000 jaar in onze Zon). Transport door convectie gaat veel sneller.

Atoommodel Een atoom bestaat uit: een atoomkern met protonen en neutronen elektronen in een baan rond de kern Een atoom met een specifiek aantal protonen in de kern noemen we een element. Het aantal protonen in de kern wordt ook wel atoomnummer genoemd. waterstof heeft 1 proton in de kern helium heeft er 2 goud heeft er 79

Periodiek systeem der elementen De eerste 86 elementen van het periodiek systeem (er zijn er meer dan 100). Opeenvolgende atoomnummers lopen op van rij tot rij. Nummer boven element is atoomnummer. Getal onder element is atoommassa (zegt iets over totaal aantal neutronen en protonen in de atoomkern. Een element met een “afwijkend” aantal neutronen in de kern heet een isotoop.

Waterstof fusie in een ster Sterren bestaan hoofdzakelijk uit waterstof (en helium). Echter alleen in de vorm van plasma: atoomkernen en elektronen zijn ongebonden en bewegen los van elkaar. Fusie volgens pp1 schema. (andere schema’s blijven buiten beschouwing) Proces verloopt volgens aantal stappen. De eerste stap in het “lastigst”. Gemiddeld is een proton maar 1 keer in de miljard jaar rijp om te vervallen in een neutron en positron. Let op: positronen en elektronen “reageren” samen ook tot gamma-foton.

Energie-productie door kernfusie VOOR: NA: 4 waterstofkernen 1 heliumkern (protonen) (2 protonen + 2 neutronen) 4 X 1,00797 = 4,03188 gram 4,0026 gram (verlies aan massa: 0.02928 gram) ( = -0.726 % ) In de Zon raakt bij de fusie van ca. 680 miljoen ton waterstof per seconde ca. 4,36 miljoen ton per seconde aan massa ‘zoek’. Via E = Mc2 wordt dit omgezet naar 3,86 1026 (W). Massaverlies door fusie per 10 miljard jaar is 1.37 1027 kg. Massa zon is 1,99 1030 kg. Massaverlies door fusie (ca. 0,07%) is dus volkomen verwaarloosbaar!

Waterstof fusie in een ster Een HOOFDREEKS STER wordt gekarakteriseerd door waterstoffusie in de kern. Naast het PPI schema bestaan er ook nog andere schema’s voor waterstof fusie, PPII, PPIII en CNO cyclus (afhankelijk van temperatuur en massa van de ster). Bij ieder van die schema’s komen meerdere positronen, neutrino’s en gamma-fotonen vrij. In onze Zon draagt het PPI schema voor 85% bij in de totale waterstoffusie. Sterren moeten minimaal 8 % van het gewicht van de Zon hebben ( 0,08 MΘ), om waterstoffusie te verkrijgen! Nog lichtere “sterren”worden bruine dwergen. Sterren met meer dan 100 keer de zonsmassa ( > 100 MΘ ) kunnen ook niet bestaan omdat ze nooit stabiel zijn t.o.v. stralingsdruk.

Variatie in helderheid en massa Gemeten aan de helderheid van sterren zijn er grote verschillen in energie-productie tussen de sterren. Van ca. 1 miljoen keer grotere productie door grote, zware sterren tot 10.000 keer kleinere productie door kleine, lichte sterren. Ondanks dat grote sterren veel meer “brandstof” hebben, zorgt hun extreme verbrandingssnelheid ervoor dat ze toch veel eerder door de voorraad brandstof heen zijn, en dus veel korter leven!

Verschillen tussen zware en lichte sterren Massa (in MΘ) Helderheid (in LΘ) Oppervlakte temperatuur (K) Levensduur als hoofdreeks ster 0.5 0.03 3800 200 miljard 0.75 0.3 5000 30 miljard 1 6000 10 miljard 1.5 5 7000 2 miljard 3 60 11000 200 miljoen 600 17000 70 miljoen 9 4000 23000 20 miljoen 15 28000 10 miljoen 25 80000 35000 7 miljoen

Het einde van een hoofdreeks-ster

En wat als de brandstof opraakt? Als het waterstof in de kern van de ster op raakt, stopt automatisch het kernfusieproces. Resultaat: er is onvoldoende gasdruk om de zwaartekracht te weerstaan en de kern stort in. Eerst langzaam, later sneller. Daarbij wordt weer potentiële energie omgezet in thermische energie en de kern wordt dus nog heter! Ook dichtheid en druk lopen verder op. In een schil rond de kern is het nu ook heet genoeg om fusie op gang te brengen, en er ontstaat schilverbranding.

Schilverbranding De schilverbranding veroorzaakt dat de buitenlagen van de ster opzwellen, terwijl de kern verder inkrimpt en heter wordt! De ster verlaat de hoofdreeks! en wordt een rode reus! Vergelijk de grootte van onze Zon als hoofdreeksster met de rode reuzenfase over miljarden jaren! Het oppervlak van de Zon komt dan in de buurt van de Aarde!

Helium verbranding Als de temperatuur in de kern is opgelopen tot 100 miljoen graden, gaan heliumkernen fuseren in de kern. Er is dan een nieuwe energiebron aangebroken. Let wel: relatieve energie productie is veel kleiner dan bij waterstoffusie en veel temperatuur-gevoeliger! Helium verbranding leidt tot de vorming van: koolstof (C) zuurstof (O)

Helium en waterstof schilverbranding Verbranding van helium in de kern duurt veel korter dan proces van waterstofverbranding. (heliumverbranding levert relatief veel minder energie) Zon: waterstoffusie: 10 miljard jaar heliumfusie: 1 miljard jaar Als helium in de kern opraakt blijft er een “dode”kern over van koolstof en zuurstof, en helium en waterstof worden in schillen daaromheen verbrand.

Helium schilverbranding en thermische pulsen Ster is instabiel en zwelt nog verder op. De schil waarin helium verbrandt is zeer dun en eigenlijk nauwelijks in staat om het gewicht van de buitenlagen te tillen. Hierdoor kan de ring niet expanderen, wordt zeer heet waardoor de verbranding tijdelijk nog harder gaat: thermische puls! Zo’n puls kan honderden jaren duren. Gedurende een thermische puls kunnen veel zwaardere elementen worden gevormd via het s-proces (s=slow) (tot aan lood en bismuth met atoomnummers 82 en 83). Bovendien worden deze zwaardere elementen, door convectieve buitenlagen, effectief naar het ster-oppervlak getransporteerd! Er is ook transport weg van de ster door hevige sterwinden! Resultaat: verrijking van de interstellaire materie met zware elementen!

(Toekomstige) reis door Hertzsprung-Russell diagram van onze Zon B C D A Zon verlaat de hoofdreeks na opraken van waterstof B Al snel begint waterstof schilverbranding C Start heliumverbranding in kern (soms met heliumflits) D Start helium schilverbranding

Pulserende sterren (Cepheiden en RR Lyrae sterren) op de instabiliteits-strip

Einde aan de evolutie van lichte sterren Sterren met een massa 0.08M < M < 0.5M 1. H naar He Er blijft een dode kern met helium over. Sterren met een massa 0.5M < M < 4M (Onze Zon!!) 1. H naar He 2. He naar O en C Er blijft een dode kern met koolstof en zuurstof over. Uiteindelijk schudt de ster zijn buitenlagen volledig af. De “dode” ster bestaat dan uit twee delen: de uitgestoten buitenlagen (“planetaire nevels”) de hete, ingestorte sterkern (“witte dwergen”)

Planetaire nevels hebben NIETS met planeten te maken! massa: 0,1 MΘ to 0,2 MΘ expanderen met een snelheid van enkele tientallen kilometers per sec. ca. 1500 in ons Melkwegstelsel gedetecteerd zijn ca. 20.000 jaar zichtbaar en vervagen daarna geheel Menzel 3 (ontdekt in 1922 door Menzel) afstand ca. 8.000 lichtjaar diameter ca. 2 lichtjaar expandeert radiaal met 50 km/s

Planetaire nevels Planetaire nevels hebben NIETS met planeten te maken! massa: 0,1 MΘ to 0,2 MΘ expanderen met een snelheid van enkele tientallen kilometers per sec. ca. 1500 in ons Melkwegstelsel gedetecteerd Tijdens waterstof en helium schilverbranding gedraagt de ster zich

Helix nevel “Eye of God” ontdekt in 1824 door Karl Ludwig Harding afstand ca. 650 lichtjaar (één van de dichtstbijzijnde planetaire nevels) diameter ca. 2,5 lichtjaar expandeert radiaal met 31 km/s (geschatte leeftijd ca. 10.000 jaar) In centrum van het ”oog”: witte dwerg als overblijfsel van de ster. Eerste nevel waarin komeetvormige kegels (“cometary knots”) zijn ontdekt. Lokaal ontstaan verdichtingen in de nevels, veroorzaakt door schokgolven. Wanneer het ijlere materiaal rond de verdichtingen wordt weggeblazen door UV straling van de ster(kern), blijven stofkegels over.

Evolutie van zware sterren Evolutie is veel korter dan die voor lichte sterren, maar doorloopt wel veel meer fasen! Na de helium verbranding in de kern, loopt de temperatuur daar verder op, zodat de fusieprocessen worden voortgezet. De kern bestaat dan uit talloze schillen waar steeds andere elementen fuseren.

Verbrandingssnelheid in zware ster (25MΘ) Verbrandingsfase Tijdsduur Temperatuur in kern waterstof verbranding 7 miljoen jaar ( hoofdreeks ) (Zon : 10 miljard) > 10 miljoen graden helium verbranding 500 duizend jaar (Zon: 1 miljard) > 100 miljoen graden koolstof verbranding 600 jaar > 500 miljoen graden neon verbranding 1 jaar ~ 1,2 miljard graden zuurstof verbranding 6 maanden ~ 1,5 miljard graden silicium verbranding 1 dag ~ 2,7 miljard graden

IJzer Proces van fusie in zware sterren stopt wanneer ijzer in de kern wordt gevormd. Temperatuur kan en zal in de kern nog verder oplopen, maar verbranding van ijzer levert geen energie. Integendeel: verdere fusie kost energie!

Finale fase van zware ster Na de siliciumverbranding, die na vele tussenstoppen tot de vorming van ijzer heeft geleid, stopt dus het fusieproces in de kern van de ster voorgoed. Effect: de kern stort in elkaar en de temperatuur loop (nog) verder op. Bij 10 miljard graden vindt fotodesintegratie plaats: de (ijzer-)kernen vallen uit elkaar in losse neutronen en protonen. Dit proces verbruikt energie, waardoor ineenstorting nog sneller gaat. Vervolgens fuseren elektronen en protonen tot neutronen. Bij een temperatuur van vele miljarden graden en een dichtheid van 3 1017 kg/m3, raakt de materie ontaard en ontstaat neutronen “tegendruk”. De ineenstorting stopt abrupt en de buitenlagen van de ster botsen met snelheden van ca. 70.000 km/s op de keiharde kern. Resultaat: Supernova explosie Alleen de kern van de ster blijft over als neutronenster of zwart gat.

Tijdstabel van een supernova van een zware ster (25MΘ) Verbrandingsfase Tijdsduur Temperatuur in kern waterstof verbranding 7 miljoen jaar ( hoofdreeks ) > 10 miljoen graden helium verbranding 500 duizend jaar > 100 miljoen graden koolstof verbranding 600 jaar > 500 miljoen graden neon verbranding 1 jaar ~ 1,2 miljard graden zuurstof verbranding 6 maanden ~ 1,5 miljard graden silicium verbranding 1 dag ~ 2,7 miljard graden instorten van de kern ¼ seconde ~ 5,4 miljard graden “terugkaatsen” op kern milliseconden ~ 23 miljard graden supernova 10 seconden ~ 1 miljard graden

Supernova explosie waargenomen door Chinese astronomen op 4 juli 1054 in het centrum van de nevel staat een neutronenster krabnevel afstand: 6.300 lichtjaar doorsnede : 7 lichtjaar

Supernova’s Na de botsing op de “keiharde” kern van de ster, worden de buitenlagen van de ster weggeblazen in een enorme explosie. Schokgolven kunnen het weggeblazen materiaal verhitten tot 10 miljard graden, wardoor tijdens de explosie ook nog fusiereacties zullen optreden. Het weggeblazen materiaal bestaat voornamelijk uit lichtere elementen, verrijkt met zwaardere elementen (o.a. goud, zilver, kwik, lood, uranium .....). De helderheid van de supernova neemt met ca. 108 toe (20 magnitudes!!): een supernova kan hiermee een heel sterrenstelsel “overschijnen”. Supernova SN 2001cm in NGC 5965: staat op 179 miljoen lichtjaar afstand en heeft diameter van 320 duizend lichtjaar. Supernova ontdekt op 3 juni 2001 (Beijing).

Nagloeien van supernova’s Type II: (standaard) supernova van een rode superreus Type IB en IC: supernova van zware sterren die vooraf buitenlagen al hebben afgestoten (o.a. Wolf-Rayet sterren) Type IA: explosie van een “witte dwerg” in binair systeem Lichtcurves van type IA supernova’s worden gebruikt om afstanden tot verre sterrenstelsels te bepalen (“standaardkaarsen”). Piekwaarde lichtcurve is min of meer constant voor alle type 1A supernova’s.

Energie van supernova’s Bij een supernova komt typisch een hoeveelheid energie vrij van 1046 Joule. Dat is meer dan de energie die onze Zon haar hele leven zal leveren!! Enorme hoeveelheden neutrino's komen vrij, die gezamenlijk meer dan 99% van alle energie met zich dragen. De rest van de energie gaat in de explosie zelf zitten. Recente supernova in grote Magelhaense wolk: SN 1987 afstand 168.000 lichtjaar. Ca. 1058 neutrino’s zijn bij deze explosie vrijgekomen en ca. 20 daarvan konden 168.000 jaar later op Aarde worden waargenomen!

Neutrino’s (spookdeeltjes) Neutrino’s zijn kleine deeltjes zonder lading en (waarschijnlijk) ook zonder massa. Ze hebben nauwelijks interactie met gewone materie en vliegen er dwars doorheen. Per seconde vliegen er ca. een biljard (1015) door ons lichaam! In een mensenleven zullen er maar 2 of 3 daadwerkelijk met ons in botsing komen Dat de meeste energie van een supernova explosie wordt opgenomen door de vorming van gigantische hoeveelheden neutrino en antineutrino paren is ontdekt tijdens de “observatie” van SN1987 door zogenaamde neutrino detectoren. Antares-telescoop. De twaalf lijnen tussen zeebodem en boeien hangen vol met lichtsensoren die zoeken naar de lichtflitsjes van neutrinobotsingen. bron: F. Montanet / ANTARES-collaboratie

Supernova’s in ons Melkwegstelsel De laatste 4 waargenomen supernova’s in onze Melkweg waren: 1006 afstand: 7200 lj ( m = - 7.5 ) (vele waarnemers, grootste supernova ooit vastgelegd, ook overdag zichtbaar) 1054 afstand: 6300 lj ( m = - 6 ) (“krabnevel” ontdekt in China, ook overdag zichtbaar) 1572 afstand: 10.000 lj ( m = - 4 ) (ontdekt door Tycho Brahe, ook overdag zichtbaar) 1604 afstand: 20.000 lj ( m = - 2.5 ) (ontdekt door Johannes Kepler) Frequentie lijkt dus: ca. 4 per 1000 jaar. Waarnemingen aan andere, vergelijkbare stelsels laten een frequentie zien van ca. één supernova iedere 25-50 jaar. Mogelijk dat de meeste supernova's door het stof in de Melkweg onzichtbaar zijn.

Toekomstige Supernova in ons Melkwegstelsel? Supernova-kandidaat voor de toekomst: Eta-Carinae afstand 7500 lj Eta-Carinae heeft een geschatte massa van tussen de 100 en 150 zonsmassa’s en kan binnen onze generatie tot een supernova of hypernova komen! Afgelopen eeuwen maakte de ster een turbulent leven door, met grote helderheidsfluctuaties en een piek in de helderheid in 1843. Eta-carina: bi-polaire massa-uitstoot op weg naar Wolf-Rayet ster, supernova of zelf hypernova?

Planetaire nevels versus Supernova’s Temperatuur: 10.000 K Dichtheid: 109 deeltjes per m3 Expansiesnelheid enkele km/s Zichtbaar gedurende: 20.000 jaar Belangrijke bron van materie die ”teruggegeven” wordt aan de inter-stellaire materie (ISM) Temperatuur: 100.000 - 1 miljoen K Dichtheid: 102 - 104 deeltjes per m3 Expansiesnelheid: duizenden tot tienduizenden km/s Zichtbaar gedurende: 100.000 jaar Onbelangrijke bron van teruggave waterstof en helium aan ISM. Verrijking van zwaardere elementen van de ISM zeer belangrijk! Ook elementen zwaarder dan ijzer!! Hieruit zijn de Aarde en wijzelf grotendeels voortgekomen.

Zeer zware sterren: Wolf-Rayet M > 50 MΘ Groot massa-verlies tijdens hoofdreeksfase door sterrewind. Gravitatie wordt primair tegengewerkt door stralingsdruk (i.p.v. gasdruk). Geen schilverbranding door afstoting van alle buitenlagen. WR124 ca. 10.000 jaar van gasemissie!

Exotische sterren

Samenvatting van stellaire evolutie massa eindfase sterven restant massa hoofdreeks ster ster -restant

Witte dwergen Witte dwergen zijn restanten gecomprimeerde materie van dode, lichte sterren Het is feitelijk geen ster meer: er vindt geen kernfusieproces in de ster plaats. Geschat wordt dat ca. 10% van alle sterren “witte dwerg” is (moeilijk meetbaar want witte dwergen zijn slecht zichtbaar). Witte dwergen tellen in bolhoop M4 m.b.v. Hubble ( gevoeligheid is zo goed dat zelfs een 100W gloeilamp op de Maan nog zichtbaar zou zijn) Geschat wordt een aantal van 40.000 witte dwergen in M4. Totaal aantal sterren in M4: > 100.000

Samenstelling witte dwergen Na afblazen van de buitenlagen van een rode reus blijft een witte dwerg als gecomprimeerde sterkern over. Afhankelijk van gewicht M van de oorspronkelijke hoofdreeks-ster bestaat de kern (witte dwerg) uit: zuurstof, neon en magnesium kernen & elektr. als M > 4MΘ (vrij zeldzame vorm) koolstof / zuurstof kernen & elektronen als 0,5MΘ <M < 4MΘ (Zon!) (meest gangbare vorm van witte dwerg) helium kernen & elektronen als M < 0,5MΘ (deze witte dwergen komen voor (zeldzaam), alhoewel het universum er te jong voor is! Mogelijk kan de vorming verklaard worden uit gedrag van binaire stersystemen.)

Elektron gedegenereerd materiaal Witte dwergen bevatten een “ontaarde” vorm van sterk gecomprimeerde materie, met een aantal bijzondere eigenschappen: Druk wordt geleverd door “elektronen-gas”, en veel minder door thermische bewegingsenergie van alle deeltjes. (Elektronen kunnen door de samenpersing snelheden in de buurt van de lichtsnelheid bereiken) Druk wordt nauwelijks beïnvloed door de temperatuur, maar veel meer door de dichtheid van de materie. Door compressie wordt de temperatuur van de witte dwerg niet hoger! Als een sterkern instort o.i.v. zwaartekracht, levert de tegendruk van de gedegenereerde elektronen uiteindelijk de tegendruk om de ineenstorting te stoppen en de sterkern te stabiliseren tot witte dwerg. Bijzonderheid: een zwaardere witte dwerg moet krimpen om voldoende tegendruk te leveren en is dus kleiner!

Omgekeerde relatie tussen grootte en massa van een witte dwerg Onze eigen Zon zal ooit in het witte dwergen stadium terechtkomen en dan nog maar net zo groot zijn als de Aarde.

Einde van een witte dwerg Witte dwergen koelen langzaam af tot zwarte dwergen (thermische straling). Proces duurt extreem lang (1000 miljard jaar, langer dan de leeftijd van huidige heelal) gevolg: zwarte dwergen bestaan (nog) niet. Materie in de dwerg blijft voor “altijd” verloren en zal niet meer opgemengd worden in de inter-stellaire materie. Als de massa van de witte dwerg groter is dan de Chandrasekhar limiet (= 1,4 MΘ), dan stort de sterkern verder ineen. Men spreekt dan niet meer van een witte dwerg maar van een neutronenster!

Neutronensterren Na een supernova explosie resteert een ineengestorte, zware sterkern. Door de ineenstorting vallen alle elementen uiteen in protonen, neutronen en elektronen. Vervolgens fuseren elektronen met protonen tot neutronen. Er resteert een sterkern die alleen nog maar uit neutronen bestaat. Wederom is de materie gedegenereerd. Het zijn nu niet de elektronen die een tegendruk leveren, maar neutronen. Gevolg: De dichtheid van neutronensterren is nog veel groter dan die van witte dwergen, en een neutronenster met 1,5 zonsmassa’s zou een bol zijn met een diameter van slechts ca. 10 km!

Ontsnappingssnelheid (1) Ontsnappingssnelheid is minimale snelheid die nodig is om aan de zwaartekracht van een hemellichaam te ontsnappen. voor de Maan: 1,2 km/s voor Aarde: 11,2 km/s voor de Zon: 617 km/s Om de Aarde te laten ontsnappen aan zwaartekracht van de Zon, moet zij een snelheid van 42,1 km/s (radiaal naar buiten) krijgen!

Ontsnappingssnelheid (2) Ontsnappingssnelheid is onafhankelijk van gewicht van voorwerp dat wordt weggeschoten! Ontsnappingssnelheid is een goede maat om de aantrekkingskracht van hemellichamen met elkaar te vergelijken!

Aantrekkingskracht van witte dwergen en neutronensterren Aarde Zon Witte dwerg Neutronenster massa 0,000003 MΘ 1 MΘ 1 MΘ 1,5 MΘ straal 1 Rearth ca. 101 Rearth ca. 1 Rearth ca. 5 km = 0,0007 Rearth dichtheid 5,5 g/cm3 1,4 g/cm3 1,2 104 kg/cm3 7 1011 kg/cm3 1 vrachtwagen 1 flinke berg in 1 cm3 in 1 cm3 ontsnappings- snelheid 11 km/s 617 km/s 6.000 km/s 210.000 km/s = 0,02 c = 0,7 c

Neutronensterren als radiobronnen Door de sterke contractie bij de vorming van neutronensterren, is: de rotatie van de sterkern zeer sterk toegenomen (denk aan ijsdanser ....) het magnetisch veld zeer krachtig geworden De combinatie van een krachtig magneetveld en een zeer snelle rotatie zorgt ervoor dat elektronen in de atmosfeer van de neutronenster een spiraliserende baan afleggen. Ze gaan dan zogenaamde synchroton straling (radiogolven) uitzenden. Althans als rotatie-as en magneetas niet samenvallen.

Pulsars (pulsating radio sources) Als de Aarde ongeveer in de richting ligt van de magneetassen van de neutronenster, dan nemen wij op Aarde gepulseerde radiostraling waar. Dergelijke neutronensterren noemen we dan Pulsars (pulsating radio sources) Pulsars draaien zeer snel rond hun as: van enkele honderden rotaties per seconde (!) tot 1 rotatie per enkele seconden. Pulsperiode: van enkele milliseconden tot 8 seconden.

Audio-files van pulsars PSR B0329+54 typische, veelvoorkomende pulsar met ca. 1,4 rotaties per seconde PSR B0531+21, “The Crab Pulsar” De jongst bekende pulsar (als overblijfsel in de Krabnevel na de supernova in 1054). ca. 30 rotaties per seconde PSR B1937+21 De op één na snelst roterende pulsar met 642 rotaties per seconde. Het oppervlak van deze ster draait met 1/7 van de snelheid rond. De enorme centrifugale kracht wordt weerstaan door de nog veel sterkere zwaartekracht! (snelst bekende pulsar: 714 rotaties per seconde)

Waarnemingen aan neutronensterren Er zijn ca. 1000 neutronensterren bekend in onze Melkweg, maar er moeten er veel meer zijn. Via eigen helderheid zijn ze nauwelijks waar te nemen. Pulsars zijn daarentegen als radio-bronnen goed waar te nemen! (althans zolang ze snel genoeg draaien en daardoor de radiobron sterk genoeg is!) De rotatie van pulsars is extreem nauwkeurig. Mogelijk dat de nauwkeurigste tijdmeting op Aarde (via atoomklokken) nog nauwkeuriger kan m.b.v. pulsars! Toch zullen verouderende pulsars steeds langzamer gaan draaien. voorbeeld: pulsar PSR J1603-7202 heeft pulsperiode 0.0148419520154668 sec. Pulsperiode neemt ieder miljoen jaar met 0.0000005 seconden toe.

Gewicht van neutronensterren De Chandresakhar-limiet gebiedt dat een neutronenster minimaal 1,4 zonsmassa’s zwaar is. Maar een neutronenster kan ook niet onbeperkt zwaar worden! Bij ongeveer 3 zonsmassa’s is de tegendruk van de gedegenereerde neutronen onvoldoende om weerstand te bieden aan de zwaartekracht. De sterkern stort dan verder in tot een: Zwart Gat Mogelijk dat er nog wel een tussenstadium is tussen neutronensterren en zwarte gaten, de zogenaamde quark-sterren. Hierover is echter nog vrijwel niets bekend.

Waarom is een zwart gat zwart? Relativiteitstheorie Einstein: niets gaat sneller dan licht (lichtsnelheid = 300.000 km/s) De ontsnappingssnelheid van een zwart gat overschrijdt de lichtsnelheid! Gevolgen: Niets kan aan een zwart gat ontsnappen: geen materie, maar ook geen licht of straling! Wat in een zwart gat zit kan niet bestudeerd worden! iedere (natuurkundige) theorie is niet verifieerbaar en daarom ook niet wetenschappelijk! Hoe laat een zwart gat zijn aanwezigheid dan merken? Door een ongekend grote aantrekkingkracht op alles in zijn (directe) omgeving!

Schwarzschild radius Licht buiten een bol rond het zwarte gat met een straal gelijk aan de Scwarzschild radius (RS) kan aan zwarte gat ontsnappen. Alle licht binnen die bol zit hier voor altijd in gevangen! De bol rond het zwarte gat wordt ook de horizon genoemd! De formule voor RS kan rechtstreeks uit de formule voor de ontsnappingssnelheid worden afgeleid. Voor een zwart gat met een massa van 1 zonsmassa is RS = ca. 3 km Voor een zwart gat met de massa van de Aarde geldt: RS = 8,9 mm!!

Relativiteitstheorie en zwarte gaten Voor waarnemers buiten een zwart gat verloopt de tijd anders dan voor waarnemers die zich in het zwarte gat laten vallen. Het is alsof de tijd ter plaatste van het zwarte gat langzamer gaat lopen! De klok van de naar binnen vallende waarnemer staat zelfs stil als de waarnemer de horizon nadert. De naar binnen vallende waarnemer ziet de gebeurtenissen in het Heelal buiten het zwarte gat steeds sneller verlopen, en is uiteindelijk getuige van het einde van het Heelal voordat hij in het zwarte gat valt!

Zichtbaarheid van zwarte gaten Zwarte gaten verraden hun aanwezigheid door hun invloed op straling en materie. lichtafbuiging in de buurt van zwart gat: Zichtbaarheid van zwarte gaten Een fictief zwart gat van 10 zonsmassa’s (Rs ca. 30 km) dat vóór de Melkwegschijf is geplaatst. Gezien vanaf 600 km afstand. Op deze plaats ondervindt de waarnemer een gravitatiekracht die 400 miljoen keer sterker is dan op Aarde.

Zichtbaarheid van zwarte gaten Zwarte gaten verraden hun aanwezigheid door hun invloed op straling en materie. Gas in de accretieschijf wordt verhit tot miljoenen graden: zichtbaar door gamma en röntgenstraling. Vanaf de polen worden jets van materiaal weggeschoten (met nabij lichtsnelheid) door zeer sterke magnetische velden in de accretieschijf.

“microquasar” GRO-J1655-40 afstand: 6.000 tot 10.000 lichtjaar zwart gat: ca. 7 zonsmassa’s beide sterren draaien om elkaar heen in ca. 2,6 dagen diameter zwart gat: ca. 21 km rotatie zwart gat: 450 keer per sec. (flikkeringen in schijf!) systeem beweegt zich met hoge snelheid dóór het vlak van de Melkweg (100 km/s) in een sterk elliptische baan Tekening van GRO-J1655-40 Een binair systeem van een zwart gat en een gewone (blauwe) ster. Gas wordt van de ster afgetrokken en versneld in de accretieschijf rond het zwarte gat.

supermassieve zwarte gaten In het centrum van de meeste sterrenstelsels bevinden zich superzware zwarte gaten: van 100.000 zonsmassa’s oplopend tot enkele miljarden zonsmassa’s. NGC 4261 of M59 Elliptisch stelsel in Virgo cluster afstand 100 miljoen lichtjaar Schijf in de kern is 800 lichtjaar doorsnede, met een massa van ca. 100.000 zonnen Zwart gat wordt geschat op 1,2 miljard zonsmassa’s in een gebied ter grootte van ons zonnestelsel

Fin