Krab nevel M1 4 juli 1054 Het einde van een ster

Sterevolutie = zoeken naar evenwicht Thermodynamisch evenwicht = druk temperatuur dichtheid diameter van de ster Bron = zwaartekracht en nucleaire reakties Zwaartekracht is enkel funktie van de massa. Nucleaire reakties zijn funktie van temperatuur en aanwezigheid van brandstof. Nucl. reakties zijn een bron van energie en hebben verder geen invloed op het thermodynamisch gedrag van de ster. De energie (hitte) in de kern van de ster zoekt zich een weg naar buiten en bepaalt uiteindelijk de temperatuur, lichtkracht en omvang van de buitenmantel. ( = observeerbaar ) Transport kan lang duren (+-100.000 jaar)

Levensduur van een ster is afhankelijk van grootte lichtkracht temperatuur plaats op de hoofdreeks (MS) van het Hertzsprung-Russell diagram zon : 10 miljard jaar 30x zon : 1 miljoen jaar 0,3 x zon : 300 miljard jaar ouderdom heelal : 13.798 ± 0.037 miljard jaar (Planck satelliet)

Levenscyclus van een ster

Levensloop van een ster Ster wordt gevormd door samentrekking van een gaswolk onder invloed van de zwaartekracht. Bij aankomst op de hoofdreeks (ZAMS) start de kernfusie. De samentrekking wordt gestopt door de kernfusie. Omzetting waterstof (H) naar helium (He) Bij gemiddelde ster duurt dit zeer lang

Levensloop van een ster Ster wordt gevormd door samentrekking van een gaswolk onder invloed van de zwaartekracht. Bij aankomst op de hoofdreeks (ZAMS) start de kernfusie. De samentrekking wordt gestopt door de kernfusie. Omzetting waterstof (H) naar helium (He) Als de waterstof (in de kern !) op geraakt, vermindert de energieproduktie. Gevolg : de samentrekking herbegint. De ster verlaat de hoofdreeks en zwaait af naar rechtsboven = buitenmantel wordt koeler en groter. kern wordt kleiner en heter Het trajekt is zeer verschillend en afhankelijk van de grootte van de ster op de MS.

Afscheid van de MS We kunnen dit zeer goed zien bij sterrenhopen : staan ± op dezelfde afstand van ons zijn ± tegelijk ontstaan Bijv. de Plejaden (Stier)

Afscheid van de MS Turn-off point We kunnen dit zeer goed zien bij sterrenhopen : staan ± op dezelfde afstand van ons zijn ± tegelijk ontstaan Bijv. de Plejaden (Stier) Turn-off point = de grootste (minst lang levende sterren) verlaten de hoofdreeks het eerst, gevolgd door de tweede-grootste enz... de O – sterren zijn al totaal verdwenen de B – sterren bijna ook (tot B6) A – sterren nog niet de andere zitten nog netjes op de MS de roodste hebben de MS nog niet bereikt !

dus leeftijd Plejaden = 100 miljoen jaar Afscheid van de MS We kunnen dit zeer goed zien bij sterrenhopen : staan ± op dezelfde afstand van ons zijn ± tegelijk ontstaan Bijv. de Plejaden (Stier) dus leeftijd Plejaden = 100 miljoen jaar Turn-off point = de grootste (minst lang levende sterren) verlaten de hoofdreeks het eerst, gevolgd door de tweede-grootste enz... de O – sterren zijn al totaal verdwenen de B – sterren bijna ook (tot B6) A – sterren nog niet de andere zitten nog netjes op de MS de roodste hebben de MS nog niet bereikt !

Turn-off point van sterrenhopen nog voorbeelden

Levensloop van een ster H in de kern geraakt op kern begint samen te trekken (A) mantel expandeert en koelt af ( A->B ) kern warmt op door contractie ( B->C ) in (C) start de H-verbranding in een schil rond de kern (“shell burning”) terug beperkte energievoorziening maar contractie zet langzaam door. dus ook uitzetting van de mantel ster is op weg om rode reus te worden de kern bestaat dan uit inert Helium Ondertussen verliest de ster veel massa uit haar mantel door “stellar wind”

Ontaard (degenerate) gas Als een gas te dicht wordt, komen de elektronen dicht tegen mekaar te zitten. Dat mag niet zomaar van de kwantummechanica ! ( Heisenberg’s onzekerheidsprincipe + Pauli’s uitsluitingsbeginsel. ) (ideale gaswet geldt niet meer) Als de elektronen dicht bij mekaar zitten, moeten hun snelheden ver uit mekaar liggen. Snelheid elektron ≈ temperatuur en druk Gevolg : geen koppeling meer tussen druk en temp. Dus samentrekking geeft geen drukstijging meer ! Relativistisch = snelheid elektronen komt in de buurt van de lichtsnelheid = absoluut maximum.

MCh = 1,44 M Chandrasekhar limiet De gedegenereerde kern van een ster kan maar een beperkte massa inhouden : eenmaal de grens van de relativistische degeneratie overschreden wordt, kan de druk de zwaartekracht niet meer compenseren en de kern stort in. MCh = 1,44 M Van toepassing op witte dwergen : er is nog nooit een WD gevonden met massa > 1,44 M Subrahmanyan Chandrasekhar (1910-1995) Nobelprijs 1983

Levensloop van een ster < 2,3 M H shell burning gaat door gedurende lange tijd toch energie deficiet en de kern blijft samentrekken terwijl de buitenmantel uitzet. “rising giant branch” Intussen wordt er door shell-burning steeds meer helium geproduceerd die zich in de kern verzamelt. Soms kan de convectiestroming tot aan de laag komen, waar shell burning zich voordoet. zodoende wordt er nieuwe brandstof aangevoerd. “dredge-up” Tenslotte wordt de kern zo heet (108 K) dat He verbranding kan beginnen in gedegenereerde kern. Dit is onstabiel en veroorzaakt de Helium-flash met lichtsterkten, vergelijkbaar met supernova. Daarna komt de ster tot evenwicht met lichtsterktes tot 100x L.

Levensloop van een ster < 2,3 M Na de Helium-flash keert de ster terug naar de “horizontal branch” kenmerkend is nu dat He verbranding ook in de mantel gebeurt, net als H verbranding. ster is op weg naar rode reus (Asymptotic Giant Branch) en passeert mogelijk de “instability strip” waar variabele sterren zich bevinden.

De laatste reis sterren tot 9 M Sterren zijn nu rode reus geworden zeer groot (10 tot 100 x zon ) uitstoot van materie uit mantel (“stellar wind”) voornamelijk H maar ook andere fusieprodukten door convectie ondergaat thermische pulsen (TP) ( 10.000 tot 100.000 jaar) daarna onderneemt de ster zijn laatste reis richting witte dwerg (200 j) intussen grote uitstoot van materie : “planetaire nevel” soms allerlaatste TP die de ster kan terugsturen naar AGB (“born again scenario”)

Levensloop van een zeer grote ster > 15 M Zeer groot massaverlies door straling ( 3000km/sec) massa > 60 M : blaast heel de mantel weg en een naakte He-kern blijft over als de kernreaktie stopt > kern implodeert > supernova > zwart gat Ze wordt dus geen rode superreus en blijft in het blauwe deel van het HR-diagram. 25 M < massa < 60 M : blaast een deel van de mantel weg en evolueert zeer snel tot rode superreus. In die fase wordt de rest van de mantel weggeblazen en de ster komt snel terug naar het blauwe deel van het HR-diagram, in afwachting van haar einde (supernova) 15 M < massa < 25 M : blaast een klein deel van de mantel weg en evolueert tot rode superreus. Daarna evolutie zoals de kleinere sterren. Deze klasse van sterren eindigt (wsch) als een neutronster.

Evolutie van de kernreakties Kernfusie hiërarchie H produceert He He produceert C en O C en O geven N bij shell burning C geeft ook Ne, Mg Ne produceert Si O produceert ook Si Si produceert S S produceert Ar Ar produceert Ca Ca produceert Ti Ti produceert Cr Cr produceert Fe en Ni daar stopt de kernfusie althans als energiebron

Evolutie van de kernreakties : bindingsenergie

Supernova Als de kern bestaat uit ijzer (Fe) levert een verdere fusie geen energie meer op, integendeel. Geen energie = geen weerstand meer tegen zwaartekracht ( indien Schönberg-Chandrasekhar-limiet overschreden ) Mantel stuikt ineen met snelheden tot ½ lichtsnelheid. Botsing met de kern > enorme energiestoot deel vande mantel wordt met enorme kracht weggeslingerd (elastische botsing) deel van de energie komt vrij als neutronen en neutrino’s (en andere straling) De neutronen halen de wegvliegende mantel in en veroorzaken kernreakties (S-proces). Hierdoor worden in de mantel zwaardere elementen gevormd. De kern verdwijnt als zwart gat. Konklusie : de zwaardere elementen die we in het heelal (en op aarde) terugvinden, zijn gevormd tijdens de fraktie van een seconde dat de supernova duurt.

Supernova Type II : bevat waterstoflijnen in spectrum meestal afkomstig van imploderende ster (zoals hiervoor beschreven) Type I : bevat geen waterstoflijnen in spectrum meestal afkomstig van witte dwerg die massa aantrekt tot boven de Chandrasekhar limiet. Dit kan meerdere keren gebeuren. Type I heeft standaard helderheid die als referentiewaarde gebruikt wordt. Alhoewel recent ter discussie !

Neutronensterren en pulsars zijn zeer klein hebben enorme densiteit door behoud van impuls zeer grote draaisnelheid (msec tot sec) magnetisch veld is door inkrimping ook groot geworden stralen aan hun polen elektromagnetische straal uit (cfr. vuurtoren) rotatieas van NS valt niet noodzakelijk samen met stralingsas. kunnen geobserveerd worden indien stralingsas naar ons gericht is. = pulsar even nauwkeurig als atoomklok !

Neutronensterren en pulsars aan Jocelyn Bell (1943) Antony Hewish (1924) Nobelprijs 1974 uit

Overzicht Object R (km) M (kg) g(m/s2) <  > g/cm3 Vesc km/s Aarde 6378 5,98 1027 9,81 5,50 11,2 Zon 695 990 1,99 1030 274 1,41 617 WD 2065 2,74 1030 4,3 107 7,4 107 13316 NS 10 2,98 1030 2 1012 7,1 1014 199500 Neutron 1,2 10-18 1,70 10-27 2,3 1014 1 cm3 aarde heeft een massa van ± 2 gram 1 cm3 WD materiaal heeft een massa van 74 ton 1 cm3 NS materiaal nog 10 miljoen maal meer

M1 in de stier of Krabnevel Krab nevel M1 4 juli 1054 M1 in de stier of Krabnevel is een supernovarestant uit 1054, opgetekend door Chinese waarnemers

Samenvatting evenwicht : waterstof-fusie genereert uitwendige druk die de zwaartekracht kompenseert. als de waterstof op geraakt, vermindert de energieproduktie, waardoor de kern verder ineenkrimpt als gevolg daarvan, zet de mantel uit en wordt koeler (roder) de ster verlaat de hoofdreeks (MS) “turn-off point” het trajekt naar rode (super)reus is komplex. er zijn perioden van kernfusie in een mantel rond de kern “shell burning” kleinere sterren vormen planetaire nevels en worden witte dwergen grotere sterren veroorzaken supernova’s en zakken dan ineen tot neutronensterren of zwarte gaten supernova’s zijn wonderlijke fenomenen en leverancier van de zwaardere elementen die we overal terugvinden Krab nevel M1 4 juli 1054

dit was : Krab nevel M1 4 juli 1054 Het einde van een ster