1 / 35

De Lijken van Sterren

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

marcy
Download Presentation

De Lijken van Sterren

An Image/Link below is provided (as is) to download presentation Download Policy: Content on the Website is provided to you AS IS for your information and personal use and may not be sold / licensed / shared on other websites without getting consent from its author. Content is provided to you AS IS for your information and personal use only. Download presentation by click this link. While downloading, if for some reason you are not able to download a presentation, the publisher may have deleted the file from their server. During download, if you can't get a presentation, the file might be deleted by the publisher.

E N D

Presentation Transcript

  1. De Lijken van Sterren Paul Groot Afdeling Sterrenkunde, IMAPP Radboud Universiteit Nijmegen pgroot@astro.ru.nl

  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’ WernerHeisenberg 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 Rwd~ Raarde Mwd ~ 0.6 Mzon Dwz: ρwd ≈ 200 000 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 : 104 - 1010 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!

More Related