28.02.2015 Sterren en sterevolutie Walter van Rensbergen

Volkssterrenwacht Armand Pien UGent - 28.02.2015 Sterren en sterevolutie

Walter van Rensbergen

Heelal 13.7 miljard oud Toen ontstonden ruimte en tijd

Big Bang Oerknal

Big Bang Oerknal

Planck satelliet (2010)

- 0.0005 K

+ 0.0005 K

Universum:380.000 jaar geleden

Eerst alleen STRALING Daarna klonteren Elementaire Deeltjes samen tot atoomkernen ZO ONTSTAAN WATERSTOF (75%) EN HELIUM (25%)

400.000 jaar na Big Bang worden eerste melkwegstelsels gevormd

Aanvankelijk zonder sterren Donkere massa nodig

De differentiële galactische rotatie 4 2 a 3 M1  M 2   M1 G P2

v > vKepler

M1 > M1,obs

M1 - M1,obs = donkere massa

De eerste sterren uit toevallige verdichtingen met 75% H en 25% He JEANS criterium

JEANS CRITERIUM

Paardenkopnevel met 73% H en 25% He

Gemiddelde dichtheden

Universum: 3 x 10-31 g/cm3 ; dit is 1 deeltje per m3

Melkweg: 1 deeltje per cm3 Wolk met Jeans-criterium: 104 deeltjes per cm3

Behoud van impulsmoment Gemiddelde afstand tot rotatie-as beetje kleiner: Rotatie veel sneller

Na 35 miljoen jaar  in Oort Wolk ≈ 2 x 108/m3

Jeans wolk kromp tot zon: straal 5 miljoen maal kleiner Roteert (5 miljoen)2 sneller

Samentrekking van wolk tot schijf

Vorming van miljarden objecten in de schijf

0,15 % van de massa

Meer dan 99% van het impulsmoment

STERREN ONTSTAAN ZE LEVEN EN STERVEN

Wat betekent dit voor de zon ?

R  700.00 km

L  4  10 Watt

M  2  10 kg  

Teff,   5770K

30

26

Elk seconde zet de zon 700 miljoen ton H om in 695,5 miljoen ton He 4,5 x 109 x 3600 x 24 x 365,25 = 1,4 x 1017 kg

Massa verlies per jaar

M = 2 x 1030 kg

OEF

H verbruik per jaar

7 x 1011 x 3600 x 24 x 365,25 = 2,2 x 1019 kg

Mkern, < 2 x 1030 kg

Na 1010 jaar is alle H in de kern opgebruikt

Wat betekent dit voor de andere sterren

Hertzsprung- Russell diagram

?

Onder M=0,08 M: Bruine Dwergen

hCarinae: boven de Eddington-limiet kan geen ster zich vormen

De zon verblijft 10 miljard jaar op de hoofdreeks In zonsmassa’s

In zonslichtkracht

TMS = 1010 jaar x Massa / Lichtkracht ≈ Een massieve ster slechts 3 miljoen jaar Een lichte ster 1012 jaar

Wat gebeurt er nà de hoofdreeks ?

Er bestaan ook reuzen en dwergen

Behoud van impuls

3 X 4 = 12

M(3 X 4) > M(12) 1 Koolstoff

3 Helium

C

3 He

De zon zal ook dit aankunnen

Als de kern implodeert, explodeert de mantel min of meer hevig

Wilhelm Friedrich Bessel (1784-1846)

“Planetaire nevels” Sirius B

Witte Dwerg

r = 108 g/cm3

Evolutie van de zon t (109 j)

R (R)

L (L)

X

Status

0

0,872

0,769

0,70

ZAMS

4,59

1,000

1,000

0,35

NU

10,0

1,390

1,900

0

TAMS

12,17

241

2800

H schil

Rode Reus

12,25

11

60

12,29

247

4200

12,3

0,012

1,4

verbranding

He-flits He kern verbranding

Rode Superreus

C-Witte Dwerg

1967: Pulsars

Antony Hewish (1924) Jocelyn Bell (1943) Nobelprijs 1974

PSR 0329+54 P = 0.715 s

Vela Pulsar PSR 0833-45 P = 89.3 ms

PSR 1937+21 P = 1.56 ms

R = 10 km Massa ≈ 1,5 M r = 7,1  1014 g/cm3

Pulsars

Hoe komen we aan de elementen zwaarder dan Fe-Ni ... Tot en met Uranium ?

Meestal: Neutron vangst Heel soms: Proton vangst

-verval 1 neutron spat uiteen in 1 elektron plus 1 proton

- particle

Z=Z+1 N=N

EEN VAN DIE STERREN, IS ONZE ZON MET EEN

SLIERT VAN PLANETEN

Leven buiten het zonnestelsel ?

9 februari 2015: 1889 exoplaneten rond 1188 sterren

1 R

1,11 R

Planeten rond Kepler-186 Op 490 lichtjaar 0,478 M 0,472 R 3788 K