De dood van sterren Paul Groot Afdeling Sterrenkunde, IMAPP Radboud Universiteit Nijmegen pgroot@astro.ru.nl

De Dood van Sterren Hoe een ster doodgaat hangt af van de massa op de hoofdreeks. M.a.w: al bij het begin kunnen we zeggen hoe een ster zal eindigen.

De drie Zusters… Als Mzams < 8 Mzon : een witte dwerg Als 8 Mzon < Mzams < 25 Mzon: een neutronenster Als Mzams > 25 Mzon: een zwart gat. Witte dwergen, neutronensterren en zwarte gaten noemen we samen: ‘compacte objecten’

Een lichte ster (<8 Mzon) Rode super reus Hoofdreeks 100 R_sun Rode Reus 10 R_sun 1 R_sun Heliumflits log L 0.1 R_sun 1 Mzon 0.01 R_sun log T

Interne structuur H - mantel C/O kern He

AGB fase Nadat He in de kern op is, gaat de ster He en H fuseren in schilverbrandingen en gaat hij de Asymptotische reuzentak op. De kortdurende He schil verbranding fases en de langerdurende H schil verbranding zorgen voor thermische pulsen.

Aan de buitenkant De ster verliest in deze fase heel veel massa in een wind. H - mantel C/O kern He

Aan de buitenkant

Aan de buitenkant De buitenkant koelt sterk af (T<3500 K) en er gaan zich moleculen en stof vormen in de buitenlagen van de ster. Warm stof straalt voornamelijk in het infrarood!

IR waarnemingen post-AGB

Na de AGB fase Uiteindelijk zal de ster zijn hele mantel verliezen in een ‘wind’. H - mantel C/O kern He

Na de AGB fase Als de mantel verwaait is, wordt de hete kern zichtbaar. Het stof wordt door de UV straling weer ontbonden en het gas wordt geioniseerd.

Planetaire nevel

Ring nevel

Zandloper nevel

Jet nevel: Mz 3

Bipolaire uitstroom Kan bv. verklaard worden in een dubbelster systeem of door snelle rotatie vd. ster.

Strömgren bollen UV straling van de kern veroorzaakt een ‘Stromgren bol’: regio waarin alle waterstof geïoniseerd is.

Verwaaien van de nevel.

Kern evolutie Maar wat gebeurt er in de kern van de ster? He-fusie is afgelopen en de kern zakt in om tot C fusie te komen. Maar… De kern raakt gedegenereerd

Gedegenereerde materie Maar wat gebeurt er in de kern van de ster? He-fusie is afgelopen en de kern zakt in om tot C fusie te komen. Maar…

Fermionen en bosonen Alle deeltjes kunnen ingedeeld worden in fermionen of bosonen Fermionen: alle ‘normale’ deeltjes: electronen, protonen, neutronen Bosonen: alle krachtendragers: fotonen, W en Z deeltjes, graviton

Heisenberg relatie ‘Éen deeltje kan niet oneindig goed bepaalde plaats en snelheid hebben’ Werner Heisenberg Δx Δp > ћ3

Pauli Principe ‘ Twee fermionen kunnen niet precies dezelfde quantum toestand hebben.’ Wolfgang Pauli Quantum toestand: dezelfde plaats, impuls en spin.

De electronen druk De dichtheid in een koelende kern loopt zo hoog op dat electronen als eerste last krijgen van Heisenberg en Pauli principes: De deeltjes zitten zo dicht bij elkaar dat hun impuls omhoog moet…

Gedegenereerde materie Meer impuls = meer druk. Electronen leveren een druk op die de zwaarte kracht weerstaat. Pelectron De ster is ´gedegenereerd´

Eigenschappen Gedegenereerde materie Druk hangt niet van de temperatuur af. Hoe hoger de massa (= zwaartekracht), hoe kleiner de ster

Fermionen en bosonen

In de kern Dichtheid is zover opgelopen dat de druk door electronendruk wordt opgewekt. De kern stopt met samentrekken en straalt aanwezige energie nog slechts uit…

Amerikaanse lenzenslijper Alvan Graham Clark

Witte dwergen

Witte dwergen Dwz: ρwd ≈ 200 000 ρaarde !!! Rwd ~ Raarde Mwd ~ 0.6 Mzon Dwz: ρwd ≈ 200 000 ρaarde !!!

Dichtheid van rots ρaarde ~ 5 gr/cm3 dwz: ρwd ~ 1 miljoen gr/cm3 ~ 1000 kg/cm3

Dichtheid van witte dwerg

Koele dwergen Witte dwergen koelen slechts heel langzaam door thermische energie uit te stralen.

Zware jongens Wat gebeurt er met de zware jongens (M> 8 Mzon)?

Implosie van ijzerkern

Kern vormt proto-neutronen ster

Mantel vliegt er af: supernova

Zo helder als stelsel

Historische supernovae 1572 Tycho SN 1006 1680 Cas A Crab 1054 1604 Kepler

Historische supernovae 1572 Tycho SN 1006 1680 Cas A Crab 1054 1604 Kepler

Historische supernovae 1572 Tycho SN 1006 1680 Cas A Crab 1054 1604 Kepler

Historische supernovae 1572 Tycho SN 1006 1680 Cas A Crab 1054 1604 Kepler

Historische supernovae 1572 Tycho SN 1006 1680 Cas A Crab 1054 1604 Kepler

Binnenste van Crab nevel 1572 Tycho SN 1006 1680 Cas A Crab 1054 1604 Kepler

De pulsar in de Crab nevel 1572 Tycho SN 1006 1680 Cas A Crab 1054 1604 Kepler

Soorten Supernovae Historische indeling van Supernovae: Supernovae I : Geen waterstof in het spectrum Supernovae II: Wel waterstof in het spectrum Supernovae I behoeven verdere opdeling: - Supernovae Ia: zie laatste college - Supernovae Ib,Ic: core collapse

Supernovae II Superreuzen met dikke waterstof mantel

Supernovae Ib, Ic De allerzwaarste sterren met hele sterke wind

Wolf-Rayet sterren Verliezen al hun mantel vóór dat ze ontploffen

Nucleosynthese Elementen zwaarder dan Fe worden voornamelijk in supernovae en AGB sterren gemaakt. Hoe?

r en s proces elementen r proces: rapid, als er veel neutronen aanwezig zijn s proces: slow, als weinig neutronen aanwezig zijn AGB ster: slow proces Supernova: rapid proces

r en s proces elementen Verhouding tussen r en s proces elementen kan geschiedenis van ster of gebied aan de hemel aan- geven. r proces: goud, plutonium, alles zwaarder dan bismut (Th, U, Pu etc.),europium s proces: kobalt, lood, bismut, technetium, yttrium, barium

De supernova lichtcurve De helderheid van een supernova neemt maar langzaam af. Hoe komt dit? Voornamelijk verval van 56Co en 26Al die de restant ‘heet’ houdt.

Grote Magellaense Wolk

SN 1987 A

Voorloper bekend De voorloper van SN 1987 A was bekend: Sanduleak -69o202, een blauwe superreus van 20 Mzon

Bevestiging neutrino verlies Van SN 1987A zijn 20 neutrino’s gedetecteerd in Japan en in de VS. Neutrino’s zijn een paar uur eerder aangekomen dan start van helder worden ontploffende ster

Overblijfsel SN 1987A

Overblijfsel SN 1987A 1995 2002

Restant? Het restant van een supernova explosie is: of een neutronenster (zoals de Crab pulsar) of een zwart gat (zoals waarschijnlijk in SN 1987A Zie volgende week…