RAADSELS VAN DE STERRENKUNDE Ronald Westra Dep Mathematics

RAADSELS VAN DE STERRENKUNDE Ronald Westra Dep. Mathematics Maastricht University February 16, 2006

lectures : http: //www. math. unimaas. nl/personal/ronaldw/home 1. htm

3. De Zon en andere Sterren

IInhoud College 3: 1. Onze zon als ster 2. Soorten sterren 3. Levensloop en Evolutie van de sterren 4. Exotische eindproducten

3. 1 Onze Zon als Ster

Karakteristieken Zon Diameter 1. 392. 000 km Massa 1, 989× 1030 kg Dichtheid 1, 41 g/cm 3 Rotatietijd 25, 38 dag Omlooptijd in melkweg 225× 106 jaar Afstand centrum melkweg 27. 000 ljr Afstand tot aarde 149. 598. 000 km Uitgestraalde energie 3, 8× 1026 J/s Helderheid – 26, 8 magnitude Temperatuur (oppervlak) 5510 °C Samenstelling 70% H, 28% He, Temperatuur centrum 15, 5× 106 °C Dichtheid centrum 148 g/cm 3 Druk centrum 2× 1016 Pa (C) Courtesy NASA/JPL-Caltech

Struktuur van de zon

Zon Inwendige struktuur.

Struktuur van de Zon met verschillende aspecten

Inwendige van de Zon transport van straling naar buiten

Productie en transport van Energie in de Zon

Energieproductie in de Zon Lang was het onduidelijk hoe de enorme vermogen van de zon wordt opgewekt. Alle processen die men zich kon voorstellen, bv gravitationele collaps, konden hooguit voor een paar miljoen jaar energie leveren, terwijl uit fossielen duidelijk was dat het klimaat op aarde al veel langer stabiel was. Na de revolutionaire publicaties van Albert Einstein in 1905 werd duidelijk dat de energie afkomstig kon zijn door omzetting van massa in energie volgens Einstein’s beroemde formule E = mc². Het feitelijk proces is nu bekend als Kernfusie.

Kernfusie in de Zon Kernfusie is het samensmelten van de kernen van verschillende atomen, waarbij een ander element wordt gevormd. Wanneer atomen van lichte elementen zoals waterstof (H)samensmelten, komt energie vrij. Het fuseren van zware atomen kost juist energie. De overgang tussen licht en zwaar ligt bij het element ijzer. Kernfusie is de energiebron van de zon en de sterren. De zon zet per seconde 600 miljoen ton waterstof om in 596 miljoen ton helium. Het verschil in de massa, vier miljoen ton, is in energie omgezet volgens E = mc² = 3. 6. 1026 Watt.

Kernfusie in de zon : De reactie en de vrijkomende energie

Kernfusie in de zon : De gehele reactie verloopt in een ketting van verschillende stappen.

Tot ijzer (58 Fe) Kernfusie, vanaf nikkel (62 Ni) Kernsplitsing

Energietransport van centrum naar rand 1/2 De energie zit in electromagnetische straling. De drager van deze straling heet ‘foton’. In het centrum van de zon zijn druk en temperatuur zo hoog dat het foton uit de fusiereactie meteen weer geabsorbeerd wordt door andere ionen. Het foton wordt later weer in een willekeurige richting uitgezonden (re-emission), bv weer terug naar het centrum!

Energietransport van centrum naar rand 2/2 Op deze wijze volgt het foton een zigzag-pad dat het uiteindelijk tot de oppervlakte van de zon brengt waar het dan ongehinderd de zon verlaat. Deze reis kost gemiddeld ongeveer een millioen jaar! Ondertussen heeft het foton zoveel energie afgedragen dat het veranderd is van hoge energie gamma straling tot lage energie zichtbaar licht. Een deel van de straling is in de vorm van neutrinos. Het centrum van de zon is nagenoeg doorzichtig voor de neutrino, dus verlaat het de zon binnen een paar seconden in een rechte lijn.

Foton-transport Zigzagpad van 1 miljoen jaar naar oppervlakte, dan 8 minuten naar aarde! Het neutrino verlaat de zon echter direct!

Zonnevlammen

Zonnevlam (flare) in zichtbaar licht met de TRACE sateliet.

Zonnevlam in ultraviolet licht.

Zonnevlam door de SOLAR VOYAGER sateliet: http: //www. solarvoyager. com/images/

Zonnevlammen in zichtbaar licht met de TRACE sateliet.

Zonnevlekken

Zonnevlek Duidelijk zichtbaar is de umbra en de penumbra.

Zonnevlek in ultraviolet licht met de TRACE sateliet.

Zonnevlek met op dezelfde schaal de aarde

Zonnevlek convectiecellen: ‘granulae’

Zonnevlek nagebootst: convectiecellen in een stroperig medium

Zonnevlekken : convectiecellen in de convectiezone

De Zonnecyclus

Zonnecyclus Beelden van Japanse röntgensatelliet Yohkoh gedurende zonnecyclus

Zonnecyclus Beelden van NASA/ESA satelliet SOHO

Zonnecyclus in afgelopen eeuwen (Wilcox Solar Observatory)

Zonnecyclus in afgelopen eeuwen (zichtbaar licht)

Zonnecyclus in afgelopen eeuwen (zichtbaar licht)

Zonnecyclus in afgelopen jaren (magnetische veldsterkte)

Het Babcock model Door ‘differentiele’ rotatie van de zon (verschillende lagen draaien anders) raken de magnetische veldlijnen zo verstrikt dat na +- 11 jaar de boel met een klap ontward.

Differentiele rotatie van de zon

Het Babcock model : ‘differentiele’ rotatie van de zon

Zonnewind

Zonnewind De Zonnewind is een stroom van geladen deeltjes die ontsnappen van het oppervlak van de zon. Door de grote hitte van een miljoen Kelvin in de corona krijgen protonen en elektronen een gemiddelde snelheid van 145 km/sec. Een aantal van die deeltjes heeft een snelheid hoog genoeg om de ontsnappingssnelheid van 618 km/sec te overschrijden.

Heliospheric current sheet, the largest structure in the Solar System, results from the influence of the Sun's rotating magnetic field on the plasma in the interplanetary medium

Zonnewind schokfront met aards magnetisch veld.

Zonnewind schokfront met aards magnetisch veld.

Poollicht gezien in Lapland

Poollicht Vanuit de ruimte

Poollicht Vanuit de ruimte

Heliopause

De Voyagers en de Heliopause

De Levenscyclus van de Zon

Vier fases in de levenscyclus van de zon Onze zon is momenteel een klasse G 2 -ster, wat betekent dat zij een gele ster is, iets heter en zwaarder dan de gemiddelde ster, maar veel kleiner dan de blauwe reuzensterren. De berekende levensduur van een ster als de zon, dat wil zeggen de tijd waarin kernreacties haar van energie voorzien, bedraagt 12 miljard jaar. De levenscyclus van de zon is grofweg te verdelen in vier fases. In elk van die fases ziet de zon er heel anders uit en verkrijgt hij zijn energie uit een andere bron: 1. 2. 3. 4. ontstaan: proto-ster; hoofdreeksster; rode reus; witte dwerg.

De Zon via Rode reus en planetaire nevel tot witte dwerg

De Zon als Rode reus

De Zon explodeert als planetaire nevel

Planetaire nevel NGC 6751

3. 2 Soorten sterren

Sterren Een ster is een gasvormig hemellichaam dat licht of andere straling uitzendt, afkomstig van kernfusie in het inwendige van de ster. De dichtstbijzijnde ster is voor ons de Zon. Een ster bouwt in zijn binnenste zoveel druk op dat daar kernfusie optreedt. De druk naar buiten, die wordt veroorzaakt door de straling en de deeltjes die worden geproduceerd bij die kernfusie, voorkomt dat de gasbol onder zijn eigen gewicht verder in elkaar stort. In een stabiele ster heerst een evenwicht tussen de buitenwaarts gerichte stralingsdruk en de binnenwaarts gerichte zwaartekracht. Er zijn twee soorten fusieprocessen bekend waardoor sterren waterstof omzetten in helium: de koolstofstikstofcyclus in hete zware sterren en de proton-proton cyclus in koelere en lichtere sterren zoals onze zon.

Massa’s van Sterren kunnen zeer verschillende massa's hebben. Er zijn sterren met een massa van slechts 1/13 van de massa van de zon, maar ook met meer dan 100 keer de zonsmassa.

Afmetingen van Sterren De diameters kennen een nog grotere variatie: van enkele tientallen kilometers (neutronensterren: Crab Nebula) tot honderden miljoenen kilometers, honderden malen de diameter van de zon (1, 4 miljoen km), (rode reuzen: Gliese 86 B).

Lichtkracht Niet alle sterren aan de hemel lijken even helder, dit wordt gedeeltelijk veroorzaakt doordat sterren op verschillende afstanden staan, en verre sterren minder helder lijken dan nabije. Ook als alle sterren vanaf dezelfde afstand bekeken zouden worden, zijn ze niet allemaal even helder. Zware sterren zijn helderder omdat ze over het algemeen harder 'branden'. Het totaal uitgezonden stralingsvermogen noemt men de lichtkracht van de ster. De lichtkracht van sterren neemt heel snel toe bij hogere massa. De kleinste rode dwergen hebben een lichtkracht van ongeveer 1/100. 000 van die van de zon. Grote blauwe reuzen hebben soms een lichtkracht enkele honderdduizenden malen groter dan die van de zon.

Helderheid en Magnitude De schijnbare helderheid waarmee een ster zich aan ons voordoet is afhankelijk van de lichtkracht en de afstand van de ster. De schijnbare helderheid, of magnitude, is een belangrijk kenmerk waarop sterren ingedeeld worden. Onder gunstige observatieomstandigheden kunnen sterren met een magnitude van 6 kunnen bijvoorbeeld nog net bij donkere hemel met het blote oog gezien worden, voor zwakkere sterren is een telescoop nodig. Dat betekent b. v. dat een ster met de absolute helderheid van onze zon op een afstand van 50 lichtjaar nog net met het blote oog kan worden gezien. In totaal zijn er, op beide halfronden van de aarde tezamen, ongeveer 5. 000 sterren die onder gunstige omstandigheden met het blote oog kunnen worden waargenomen.

Constante en Variabele Helderheid Ook is van niet alle sterren de helderheid constant, sommige variëren in helderheid en worden veranderlijke ster (of variabele ster) genoemd. Soms is dat omdat de ster zelf niet stabiel is en in grootte verandert, in andere gevallen is er een donkere begeleider die af en toe voor de ster langs trekt en een deel van het licht tegenhoudt.

Spectraalklasse Sterren hebben verschillende kleuren, sommigen zijn blauwachtig, anderen zijn meer rood. Afhankelijk van de oorspronkelijke massa en leeftijd van de ster is de temperatuur verschillend en zendt hij verschillende spectra van licht uit. De soorten spectra worden weergegeven door de reeks O-B-A-F-G-K-M-R-N-S (te onthouden door het ezelsbruggetje O, Be A Fine Girl, Kiss Me Right Now, Sweety), waarbij de sterren uit de spectraalklasse O het heetst (en blauw) zijn, en de sterren van spectraalklasse M het koelst (en rood). Een verdere verfijning wordt aangebracht door een cijfer toe te voegen. Onze Zon is van spectraalklasse G 2, de ster Sirius (Alpha Canis Majoris) is heter en van type A 1, Aldebaran (Alpha Tauri) is kouder en van type K 5.

Spectraal klasse O-B-A-F-G-K-M-R-N-S

Hertzsprung-Russell diagram Als de lichtkracht en het spectraaltype van de sterren tegen elkaar in een grafiek uitgezet worden, ontstaat het Hertzsprung-Russell diagram, waarin een duidelijk patroon te herkennen is. Er tekent zich een band af waarin hete sterren meer licht geven dan koude sterren. Dit wordt de hoofdreeks genoemd en hierin staan alle sterren die hun energie ontlenen aan de fusie van waterstof naar helium. Rode reuzen en witte dwergen vallen buiten de hoofdreeks, omdat zij op een andere manier hun energie opwekken.

Hertzsprung-Russell diagram

Hertzsprung. Russell diagram

Hertzsprung. Russell diagram

De verschillende sterrentypen en hun frequentie Van de sterren van ons melkwegstelsel behoort ongeveer: * 65% tot de lichtzwakke rode dwergen, * 15% tot de witte dwergen, die hun "actieve leven" al achter de rug hebben, * 15% tot sterren van het type van onze zon ( ca. 0, 5 tot 1, 5 zonnemassa) en *5 % tot de diverse typen van reuzensterren en subreuzensterren. De werkelijk gigantische sterren vormen maar een heel kleine minderheid. Vanwege hun grote lichtkracht zijn ze echter goed vertegenwoordigd onder de sterren die met het blote oog zichtbaar zijn.

Populatie I, II en III Rond de galactische schijf van ons melkwegstelsel bevindt zich een ‘halo’ van bolvormige sterrenhopen. Uit spectraalanalytisch onderzoek blijkt dat er in chemisch opzicht grote verschillen zijn: bolhopen hebben meer "metalen" (d. w. z. elementen zwaarder dan waterstof en helium) dan de schijf. Om de twee soorten sterren van alkaar te onderscheiden, noemden de astronomen de sterren: in de schijf sterren van Populatie I, en die van de bolvormige sterhopen sterren van Populatie II.

Populatie I, II en III In 2005 ontdekte een groep onderzoekers van het Goddard Space Flight Center van de NASA te Greenbelt spectraallijnen met een extreem hoge roodverschuiving, die waarschijnlijk afkomstig zijn van sterren die in de eerste paar honderdmiljoen jaar na de oerknal gevormd zijn. Dit was de eerste aanwijzing voor het bestaan van een type sterren met gigantische lichtkracht, in de orde van miljoenen malen die van de zon, waarvan astronomen het bestaan reeds hadden vermoed. De sterren van dit type, die populatie-III-sterren zouden kunnen worden genoemd, zijn waarschijnlijk verantwoordelijk voor de geringe hoeveelheid "metalen" die in de populatie-II-sterren reeds aanwezig is.

galactische Schijf, halo, en bolvormige sterhopen

bolvormige sterhoop M 14

3. 3 Levensloop en Evolutie van sterren

Sterevolutie Net als bij levende wezens kunnen we bij sterren onderscheiden: FASE 1: Vormingsgeschiedenis FASE 2: Het volwassen leven FASE 3: De dood en de overblijfselen We zullen deze fasen apart beschouwen

De twee Parameters bij Sterevolutie De Evolutie en eindstadia bij Sterevolutie worden door slechts twee parameters bepaald: Massa en Samenstelling De hele levensloop van de ster is namelijk een voortdurend gevecht tegen de zwaartekracht. Elke levensfase kan in dit licht gezien worden als een mogelijke evenwichtstoestand in dit gevecht.

Sterevolutie FASE 1: Vormingsgeschiedenis, geboorte en jeugd

FASE 1: Stervorming 1/2 In een interstellaire nevel ontstaan wervelingen waar door turbulentie plaatselijk verdichtingen ontstaan. Als de zwaartekracht daar groter is dan de snelheid (beter: de zwaartekrachtsenergie groter dan de kinetische energie) is er geen ontsnappen meer aan: de wolk zal door haar eigen gewicht in elkaar vallen. De plaatselijke chemische samenstellling en de sterkte en massa van de turbulentie bepalen de gehele toekomst van de ster-in-wording.

FASE 1: Stervorming 2/2 In deze fase wint de zwaartekracht en is er niets dat dit proces stopt. Dit proces neemt hooguit enkele mijoenen jaren in beslag. Uiteindelijk wordt de massa in het centrum zo hoog dat druk en temperatuur boven de kritische grens van kernfusie komen. Vrij plotseling ‘ontbrandt’ het centrale lichaam en een ster is geboren. Meteen begint de sterk te stralen en ‘veegt’ zo het gehele stelsel schoon in enkele duizenden jaren. Hiermee is de ster meteen al op volwassen leeftijd.

ESO 16 June 2003 Curtain-Lifting Winds Allow Rare Glimpse into Massive Star Factory Formation of Exceedingly Luminous and Hot Stars in Young Stellar Cluster Observed Directly Foto 1: Stellar cluster and star -forming region NGC 3603.

ESO 16 June 2003 Foto 2: Region near very young, massive stars IRS 9 A-C in NGC 3603 (8 bands from J to Q). .

FASE 1: Geboorte van een ster Interstellaire Gaswolken Een ster zoals de zon ontstaat uit bepaalde soorten gaswolken, de moleculaire gaswolken. Een deel van een dergelijke gaswolk kan zich, bijvoorbeeld onder invloed van een schokgolf, gaan samentrekken, en uit een dergelijke samentrekkende gaswolk ontstaat een ster, vaak ook een systeem van twee of meer sterren.

Interstellaire Gaswolken NGC 604, een groot stervormend gebied in de Triangulum Galactie

Nevel Stormy weather in the Lagoon Nebula

Stellaire Acretieschijven bij Stervorming in nieuwe Hubble HST beelden http: //hubblesite. org/

Actief melkwegcentrum broedplaats van stervorming

M 17 en zwaannevel op 5, 500 lichtjaar in Sagittarius. Afmeting: 3, 500 keer zo groot als ons zonnestelsel. NASA HST. http: //hubblesite. org/newscenter/newsdesk/archive/releases/2002/11/image/c

Hubble-X, one of the most active star-forming regions within galaxy NGC 6822 NASA HST. http: //hubblesite. org/newscenter/newsdesk/archive/releases/2001/01/image/a

Interstellaire Gaswolken The Adelaar nevel M 16, © Courtesy by HST/STSCI

HST-optische opname (17, 000 AU) van Haro 6 -5 b stofwolk, gedeeltelijk belicht door de ster (in centrum). Groene jet uit ster onder zichtbaar. http: //hubblesite. org/newscenter/new sdesk/archive/releases/1999/05/imag e/i

Evolutie van stellaire acretiedisks http: //imgsrc. hubblesite. org/hu/db/19 99/05/images/n/formats/full_jpg. jpg

HST-opnamen van accretieschijven om jonge sterren. http: //hubblesite. org/newscenter/newsdesk/archive/releases/1999/05/image/c

HST van DG Tau B: links: infrarood (NICMOS) / rechts: zichtbaar licht (WFPC 2) WFPC 2 toont de jetstroom terwijl NICMOS door het stof heenkijkt en het 1011 km lange disk om de ster toont. De ster zelf is te zien als heldere rode stip op de hoek van de v-vormige nevel. http: //hubblesite. org/newscenter/newsdesk/archive/releases/1999/05/image/h

HST-infrarood-opnamen van accretieschijven om jonge sterren. http: //hubblesite. org/newscenter/newsdesk/archive/releases/1999/05/image/c

HST-opnamen van accretieschijven om jonge sterren. http: //imgsrc. hubblesite. org/hu/db/1999/05/images/s/formats/full_jpg. jpg

Vergelijking van HST-opname van HK tau accretieschijf met computer-model. http: //imgsrc. hubblesite. org/hu/db/1999/05/images/s/formats/full_jpg. jpg

HST-serie van hete gasbel uit jonge ster Haro 6 -5 b. http: //imgsrc. hubblesite. org/hu/db/2000/32/images/b/formats/web_print. jpg

HST-serie van dynamische jetstroom uit de disk rond HH-30. http: //imgsrc. hubblesite. org/hu/db/2000/32/images/c/formats/web_print. jpg

Case study: Contractie door externe schokgolf bij ‘Giant Molecular Cloud’ W 3 GMC www. astro. livjm. ac. uk/ research/ism. shtml

Case study: W 3 -GMC Optische opname van W 3 GMC www. astro. livjm. ac. uk/ research/ism. shtml

Case study: Schokgolfcompressie bij W 3 -GMC Giant Molecular Cloud W 3 GMC acting upon external impulses, observed with FCRAO 14 m telescope. www. astro. livjm. ac. uk/ research/ism. shtml

Case study: Schokgolf-compressie bij W 3 -GMC Computer simulatie van de interactie tussen een mechanische schokgolf en een turbulente moleculaire wolk. Dit komt volledig overeen met de observaties aan W 3 GMC die passen bij de vroegste fases van zulke schokgolfcompressie. www. astro. livjm. ac. uk/ research/ism. shtml

Case study: Schokgolfcompressie bij W 3 -GMC www. astro. livjm. ac. uk/ research/ism. shtml

Case study: Schokgolfcompressie bij W 3 -GMC www. astro. livjm. ac. uk/ research/ism. shtml

Case study: Schokgolfcompressie bij W 3 -GMC www. astro. livjm. ac. uk/ research/ism. shtml

Case study: Schokgolfcompressie bij W 3 -GMC www. astro. livjm. ac. uk/ research/ism. shtml

Case study: Schokgolfcompressie bij W 3 -GMC www. astro. livjm. ac. uk/ research/ism. shtml

Case study: schokcompressie W 3 GMC Vergelijk dit met HST opname van adelaars-nevel M 16 http: //hubblesite. org/newscenter/n ewsdesk/archive/releases/1995/44 /

Sterevolutie FASE 2: Het volwassen leven

Het volwassen leven 1/2 In het volwassen leven is er een delicate balans tussen de zwaartekracht die tracht de ster te doen imploderen, en de explosieve kracht van de kernfusie in het centrum die de ster tracht te laten exploderen. Zolang er voldoende H aanwezig is kan dit proces rustig verlopen. Bij een G 2 -ster als de zon duurt deze periode zo’n 10 miljard jaar.

Het volwassen leven 2/2 Een nieuwe ster zal typisch op de hoofdreeks van het Hertzsprung-Russell diagram (HRD) passen. Kleine, koele, rode dwergen branden hun H langszaam en blijven honderdenmiljoenen jaren op de hoofdreeks. Massieve hete superreuzen verlaten de hoofdreeks na enkele miljoenen jaren. Een gemiddelde ster als de zon blijft zo 10 miljard op de hoofdreeks. Onze zon is nu halverwege haar leven. Daarna zal het langzaam van de hoofdreeks af bewegen en een rode reus worden, en via een explosie met een planetaire nevel een witte dwerg vormen.

De Toekomst van de Zon op het HRD

Sterevolutie FASE 3: De dood en de overblijfselen

FASE 3: Einde van de Ster 1/2 Als de hoeveelheid H is opgebrand wordt de balans tussen zwaartekracht en kernfusie verstoord; de ster valt onder haar eigen gewicht in elkaar. Hierdoor nemen druk en temperatuur in het centrum van de ster gigantisch toe. Daardoor worden andere, ‘moeilijkere’ kernfusie-processen mogelijk: He → C → … tot uiteindelijk Ni/Fe wordt geproduceerd. De ster maakt dit process een aantal keren mee waarbij steeds een nieuw evenwicht wordt gevonden. Door de grotere druk zewelt de ster op tot een ‘Rode Reus’ ter grote van de aardbaan. Herinner van het thema KERNFUSIE dat geen energie uit kernfusie kan verkregen voor kernen zwaarder dan Fe. Als dit stadium dus wordt bereikt is er NIETS meer dat de zwaartekracht kan stoppen. Echter zijn de overgangen al zo intens dat de ster grotendeels uit elkaar spat: een super- of hyper-nova!

ZEER LICHTE STERREN: Rode dwergen Zeer lichte sterren: . . . Zij blijven op laag pitje doorbranden

Rode dwergen

Planetaire nevels en witte dwergen Lichte en middelzware sterren als de zon Nadat het H op is in de kern beginnen andere processen: He, C, en de H-verbranding gebeurt verder in de schil. Dit leidt tot een explosie waarin 30% van de schil wordt weggeslingerd: planetaire nevel Over blijft een witte dwerg

Witte dwergen 1/2 Een witte dwerg is een restant van een opgebrande ster, er vinden dus geen kernreacties meer plaats. De massa van de kern moet kleiner dan 1, 4 zonmassa's (Chandrasekhar-limiet) zijn, want anders eindigt de ster als een neutronenster, een quarkster of een zwart gat. Voordat een ster een witte dwerg wordt, zwelt ze eerst op tot een rode reus en stoot een deel van de materie af in de vorm van een planetaire nevel. De kern stort dan in tot een witte dwerg. Die heeft een straal van enkele duizenden kilometers en een dichtheid van honderden tonnen per kubieke centimeter.

Witte dwergen 1/2 Een doorsnee witte dwerg heeft ongeveer één zonnemassa, maar het volume is niet groter dan de aarde. Dat betekent dat het zwaartekrachtsveld aan de oppervlakte enkele honderduizenden malen sterker is dan aan het aardoppervlakte. Vanwege de kleine oppervlakte straalt een witte dwerg – ondanks de hoge oppervlaktetemperatuur – 100 tot 10. 000 maal minder licht uit dan de zon. Hoewel de witte dwergen heel talrijk zijn, is er daarom geen enkele die met het blote oog kan worden waargenomen. De temperatuur van een jonge witte dwerg is hoog: vele tienduizenden °K, waarbij heel langzaam afkoelt tot een zwarte dwerg. Zwarte dwergen zijn nog nooit waargenomen omdat het afkoelen 10 -tallen miljarden jaren in beslag neemt. Dat is langer dan de leeftijd van het heelal tot nu toe.

Witte dwergen Sirius A en Sirius B Röntgen opname van Sirius A en B door de Chandra satelliet. Sirius A (boven) is een normale ster van 2 zonmassa’s. De heldere bron is Sirius B, een witte dwerg met een oppervlakte-temperatuur van plm. 25. 000 K. Deze dubbelster staat op een afstand van 8, 6 lichtjaar van de aarde. Waarnemingen in zichtbaar licht tonen juist een heldere normale ster en een kleine witte dwerg.

Witte dwergen Planetaire nevel van NGC 6826

Planetaire nevels Planetaire nevel van NGC 6826

Planetaire nevels Planetaire nevel van NGC 6826 http: //antwrp. gsfc. nasa. gov/apod/i mage/0105/ngc 6826_hst_big. jpg

M 2 -9 Een planetaire nevel rond een witte dwerg op 2100 lichtjaar van de zon. In het centrum draaien twee witte dwergen in een gas-schijf van 10 keer de baan van Pluto. Het ontsnappend gas maakt een bipolaire jet die de nevel zijn typische uiterlijk geeft.

Supernovae, neutronensterren, en pulsars Sterren zwaarder dan 1. 4 keer de zon Nadat het H op is in de kern beginnen ook hier andere processen: He, C, en de H-verbranding gebeurt verder in de schil. Dit leidt tot een zeer zware explosie waarin de gehele ster uit elkaar spat. Over blijft een zeer compacte sneldraaiende kern: de neutronenster met een sterk magneet veld

Supernova Een supernova is het verschijnsel waarbij een ster op spectaculaire wijze explodeert: een supernovauitbarsting is herkenbaar aan de enorme hoeveelheid licht die erbij wordt uitgestraald. Supernova's ontstaan via twee mechanismen: * 1. Het zijn ze het natuurlijk levenseinde van alle zware sterren (supernova's typen Ib, Ic en II); * 2. witte dwergen kunnen zich in nauwe dubbelsterren zich ontwikkelen tot een supernova (type Ia).

Typen Supernova’s De verscheidene typen super-nova’s hebben ieder een karakteristiek eigen helderheids-verloop

Super Nova 1987 A Supernova

Super Nova

Super Nova Puppis A Supernova

Supernova Bubble-like shock wave still expanding from a supernova explosion 15, 000 years ago http: //upload. wikimedia. org /wikipedia/en/6/65/Cygnus Loop. jpeg

Supernova NGC 6543 – Cat’s eye nebula

Supernova NGC 6543 – Cat’s eye nebula

Supernova Crab nebula

Neutronensterren en Pulsars De eindproducten van een supernova zijn: 1. een enorme uitdijende gaswolk en 2. een zeer compact object Die compacte objecten kunnen zijn: 1. een neutronster een jonge neutronenster draait zeer snel rond en heet een pulsar 2. een quarkster 3. een zwart gat

Neutronensterren en Pulsars

Neutronensterren en Pulsars

Pulsar: Crab Nebula

Zwarte gaten Een zwart gat is een bijzonder soort object in het heelal, waaruit als gevolg van het sterke zwaartekrachtsveld geen licht of materie kan ontsnappen. In eerste instantie werd het bestaan van zwarte gaten uitsluitend op theoretische gronden aangenomen: aangezien fotonen (lichtdeeltjes) bij een beweging tegen een zwaartekrachtsveld in energie verliezen, zou bijzonder sterke gravitatie uiteindelijk geen energie meer overblijven; licht vanaf het oppervlak van een superzwaar object zou voor altijd gevangen blijven. Ook voor gewone materie is ontsnappen uit een zwart gat onmogelijk. De denkbeeldige schil rond een zwart gat waarbinnen ontsnappen niet meer mogelijk is, heet de waarnemingshorizon en bevindt zich op een afstand van het centrum die de Schwarzschildstraal wordt genoemd.

Zwart gat

Zwart gat Een impressie van een zwart gat met een er omheen draaiende begeleiderster die zo dicht om het zwarte gat draait dat deze binnen de Roche limiet draait. De materie die naar het zwarte gat valt vormt een accretieschijf, waarbij een deel van de materie wordt uitgeworpen in de vorm van jets aan de polen met een zeer grote energie.

Zwart gat in CYGNUS X-1 Een voorbeeld van zo’n binair zwart gat met Rontgenstraling is Cygnus X 1

Zwart gat in CYGNUS X-1 Een voorbeeld van zo’n binair zwart gat met Rontgenstraling is Cygnus X 1

3. 4 Variabele Sterren

Veranderlijke sterren of variabele sterren zijn sterren waarvan de helderheid aan variaties onderhevig is. Het verschil in helderheid tussen het maximum, wanneer de ster op zijn helderst is, en het minimum wordt de amplitude genoemd. Veranderlijke sterren worden globaal verdeeld in twee groepen: 1. intrinsieke veranderlijken, dat wil zeggen sterren waarvan de helderheid werkelijk verandert, bijvoorbeeld doordat de ster periodiek opzwelt en weer inkrimpt; en 2. bedekkings- en rotatieveranderlijken, waarbij de verandering in helderheid een perspectivisch effect is. Verder zijn er nog andere mechanismen die een ster veranderlijk doen schijnen.

Variabele Sterren

Veranderlijke ster Voorbeeld van een ander mechanisme dat een ster veranderlijk doen schijnen.

Typen Veranderlijke sterren δ Cephei sterren De klassieke Cepheïden zijn één van de belangrijkste veranderlijke sterren. Zij variëren met een amplitude van 0, 1 tot 2 magnituden en een periode (1 - 100 dagen) die zeer nauw samenhangt met lichtkracht van de ster. Hun spectraalklasse varieert tussen G-K in het minimum tot F in het maximum. Omdat er een nauwkeurig bekend verband is tussen periode en lichtkracht van deze groep sterren zij belangrijk bij het bepalen van afstanden in het heelal. Een waargenomen periode van een Cepheïde bepaalt zo de afstand tot het sterrenstelsel. Zij worden dan ook wel standard candles (standaard kaarsen) genoemd.

Typen Veranderlijke sterren δ Cephei sterren

Typen Veranderlijke sterren δ Cephei sterren

Typen Veranderlijke sterren RR Lyrae sterren Deze sterren (RR) zijn vergelijkbaar met Cepheïden, maar minder lichtkrachtig. Het zijn oudere sterren die vaak in bolvormige sterrenhopen worden gevonden en daarom wel cluster Cepheïden worden genoemd. Net als bij de klassieke Cepheïden is voor de RR Lyrae sterren het verband tussen periode en lichtkracht goed bekend en zij zodoende nuttig om afstanden te bepalen in het heelal. De periode van de deze groep sterren ligt tussen enkele uren en meer dan één dag terwijl de amplitude varieert van 0, 2 tot 2 magnituden. Hun helderheid is het grootst wanneer hun diameter het grootst is. RR Lyrae sterren zijn gewoonlijk van spektraalklasse A.

Typen Veranderlijke sterren RR Lyrae sterren

Typen Veranderlijke sterren Wolf-Rayet sterren (WR) zijn hete, zware sterren die uitbarstingen vertonen, waarschijnlijk veroorzaakt door de uitstoot van materie vanuit de atmosfeer van de ster. De amplitude is ongeveer 0, 1 magnitude. Zij vertonen een breed emissiespectrum met lijnen van helium, stikstof, koolstof en zuurstof.

Typen Veranderlijke sterren Wolf-Rayet sterren

Variabele Sterren

The End