De Lijken van Sterren Paul Groot Afdeling Sterrenkunde, IMAPP

Presentatie over: "De Lijken van Sterren Paul Groot Afdeling Sterrenkunde, IMAPP"— Transcript van de presentatie:

1 De Lijken van Sterren Paul Groot Afdeling Sterrenkunde, IMAPP
Radboud Universiteit Nijmegen

2 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

3 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

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

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

6 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…

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

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

9 Fermionen en bosonen

10 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…

11 Amerikaanse lenzenslijper
Alvan Graham Clark

12 Witte dwergen

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

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

15 Dichtheid van witte dwerg

16 Scheiding elementen In een koelende witte dwerg zakken de zwaarste elementen naar de bodem. bv Ne neer He op

17 Kristallisatie Als temperatuur genoeg afkoelt kan kristallisatie optreden.

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

19 Chandrasekhar Massa Hoe zwaarder een witte dwerg, hoe kleiner hij moet zijn. 0.6 Mzon 1.2 Mzon Gedegenereerde druk moet hoger worden om zwaartekracht te weerstaan

20 Chandrasekhar Massa Hoe zwaarder een witte dwerg, hoe kleiner hij moet zijn, en hoe hoger de gedegenereerde druk. gedegenereerd N(p) pfermi Maxwell impuls pfermi = me v, maar me is vast. Dus als pfermi omhoog moet als M omhoog gaat, moet dus v omhoog gaan. En dat gaat fout…

21 Chandrasekhar Massa Er is een maximum massa aan
een witte dwerg: daar waar de snelheid v ~c Deze massa is 1.4 Mzon: De Chandrasekhar massa. En als een witte dwerg zwaarder wordt dan dat?

22 Een neutronen ster Verdere ineenstorting is een mogelijkheid (ontploffen ook…) Tijdens verhoging van dichtheid treedt een beta-verval reactie op: p+ → n + e+ + ν De protonen in de witte dwerg worden omgezet in neutronen. Gelukkig zijn neutronen ook fermionen: door degeneratie kunnen ze een druk op leveren.

23 Een neutronen ster M~1.4 Mzon R ~ 10 km.

24 Een neutronen ster Een opsomming van extremiteiten
Dichtheid :6 miljard mensen in een suikerklontje : (> nucleaire dichtheden) Magneetveld : Tesla Rotatieperiode : 1 – 10-3 seconde Ontsnappings snelheid: 0.5 x c

25 Radio pulsars Jocelyn Bell Anthony Hewish

26 Radio pulsars Eerste pulsar van Bell & Hewish

27 Radio pulsars Spinnende neutronen sterren pulsar 1 pulsar 2 pulsar 3

28 Radio pulsars

29 De Schwarzschild straal
Elk object heeft een ‘Schwarzschild straal’: Bij welke straal wordt de ontsnappings-snelheid groter dan de lichtsnelheid? vesc = (2GM/R)1/2, Stel vesc = c, en Rschw = 2GM/c2

30 De Schwarzschild straal
Voor 1 Mzon: Rschw = 2.9 km. Voor de Zon ligt dit dus ver binnen de straal van de Zon. Maar voor een neutronen ster ligt dit anders:

31 De Schwarzschild straal

32 Een zwart gat Als de massa van een neutronen ster groter wordt dat de kanonieke 1.4 Mzon, gaat de straal naar beneden. Stel dit gaat als M-1: 1 Mzon levert 2.9 km Rschw Neutronen ster is 1.4 Mzon : Rschw = 4.0 km, en straal RNS = 10 km Als MBH = 3 Mzon, Rschw = 8.7 km, en R`NS’ = 5 km. De straal wordt kleiner dan de Schwarzschild straal. En er kan dus niets meer uit de `ster’ ontsnappen: een zwart gat.

33 Een zwart gat Wanneer en of een zwart gat vormt zegt niets over de massa waarbij ze kunnen bestaan. Een zwart gat kan alle mogelijke massa’s hebben. Stellaire zwarte gaten moeten een massa hebben van >3 Mzon. Dit hangt echter van de fysica in een neutronen ster af. Belangrijk: bepaling van massa en straal van neutronenster

34 Vorming van zwarte gaten
Een zwart gat wordt gevormd als een superzware ster aan het einde van zijn leven komt en in de supernova explosie de proto-neutronenster te zwaar wordt en implodeert als zwart gat. Deze supernova explosies worden nu geassocieerd met gamma-flitsers (gamma-ray bursts). collapsar model

35 Dubbelsterren! Het bepalen van massa’s en stralen van sterren vindt bijna altijd plaats in Dubbelsterren!