8 krab

1,231 views
1,094 views

Published on

0 Comments
0 Likes
Statistics
Notes
  • Be the first to comment

  • Be the first to like this

No Downloads
Views
Total views
1,231
On SlideShare
0
From Embeds
0
Number of Embeds
702
Actions
Shares
0
Downloads
14
Comments
0
Likes
0
Embeds 0
No embeds

No notes for slide

8 krab

  1. 1. Een expanderende gaswolk in de Stier, gestuurd door een neutronenster
  2. 2. Krabnevel  De ontdekking
  3. 3. Charles Messier   Franse kometenjager  Maakte lijst van ‘storende’ wazige vlekjes aan de hemel  De lijst werd gepubliceerd in 1771  Bevat nu 102 objecten  M1 is een nevel in De Stier  Was al eerder ontdekt door John Bevis (1731)
  4. 4. Deel van Messier’s objecten; wazige vlekjes van velerlei soort 
  5. 5. Sterrenkaart met Taurus (de Stier). Zoek M1! 
  6. 6. Nogmaals, nu wat duidelijker 
  7. 7. Lord Rosse (William Parsons, 1800 – 1867) maakte de toen grootste telescoop (183 cm); gaf de nevel zijn naam 
  8. 8. Lord Rosse noemde hem de Krab nevel (Lijkt dit echt wel op een krab??) 
  9. 9. Moderne opname van Messier-1 
  10. 10. M1 ontstond door een supernova explosie  Het supernova proces
  11. 11. De identificatie   Waarnemingen ( Slipher, 1913; Lampland, 1921) toonden dat de nevel expandeert  Terugrekenen: expansie begon ca. 900 jaar eerder  Lundmark: De Chinese gast-ster van 4 juli 1054?  Bevestigd door Mayall, 1942 verfijnd door Leidse sinoloog Duyvendak (samenwerking met Oort)  Afstand werd geschat op 6500 lichtjaren  Was in maximum helderder dan alle sterren en planeten aan de hemel , dus …  dan moet de gast-ster een supernova zijn geweest
  12. 12. De gast-ster 
  13. 13. Ook elders in de wereld gezien. Slaan deze tekeningen en inscripties echt wel op de gast-ster? 
  14. 14. Supernova van type II   Een supernova: imploderende ster aan het eind van zijn leven die daarna de buitenmantel uitstoot  De oude gegevens geven een schematische indruk van de lichtcurve  Spectra van de Krab nevel tonen de chemische samenstelling van het uitgeworpen gas – veel waterstof en helium  Er zijn 2 typen supernovae; uit die twee gegevens besluiten we: het was het een supernova van Type II
  15. 15. Lichtkrommen type I en II 
  16. 16. SN type II   Dit is een ster zwaarder dan 8 maal de zon  Als bij de zon: waterstof –helium fusie in centrum  Als alle waterstof in He is overgegaan stort kern ineen; dee zon wordt dan een witte dwergster  Bij deze zware sterren neemt kerntemperatuur toe en zwaardere elementen kunnen nu fuseren; He wordt C, O, N, Ne  Dat gaar zo door tot het proces waarbij nikkel via chroom in ijzer overgaat  Steeds oefent de opgewekte straling de uitwaartse druk uit die de ster in stand houdt  Maar fusie van ijzer is het eind; daar is energie voor nodig
  17. 17. Zware ster aan eind van bestaan; het schillenmodel 
  18. 18. Als geen kernfusie meer op kan treden stort de kern ineen; Implosie gevolgd door explosie 
  19. 19. Helderheidafname is te verklaren   In de hete omhulling ontstaat 56Ni; dit is radioactief en vervalt naar 56Co en dat tot 56Fe  Het 56Ni heeft een halfwaardetijd van 6 dagen (na 6 dagen is de helft nog maar over, enz.)  Dat vervalt dus snel  Het 56Co heeft een halfwaardetijd van 70 dagen  Dit vervalproces bepaalt de vorm van de lichtkromme: na elke 70 dagen is de helderheid van de supernova weer tot de helft afgenomen
  20. 20. Kortom …   We zien hoe in een supernova massaal ijzer gevormd wordt  Hoeveelheid nieuw gevormd ijzer is ongeveer 0.02 zonsmassa  Dit is een kleine tienduizend aardmassa’s  Zo wordt en werd door supernova uitbarstingen ons heelal verrijkt aan zware elementen – niet alleen ijzer!
  21. 21. De nevel  Waarom een nevel ontstaat na het ineenstorten van een ster
  22. 22. Zaak van energiebehoud   Een belangrijke natuurwet: energie kan niet verloren gaan; maar kan wel in andere vormen overgaan  De potentiele energie van het gas van de ster wordt bij het ineenstorten omgezet in kinetische (val-) energie  Als het vallen stopt wordt valenergie omgezet in warmte-energie en in kinetische (uitstroom-) energie  Heet gas stroomt van de rest van de ster de ruimte in  Snelheden van de orde van 10 000 km/sec
  23. 23. Ook magnetische velden   Magnetische velden worden veroorzaakt door rondlopende elektrische stromen  De zijn overal aanwezig in dit turbulente gas  Kunnen hier en daar versterkt of verzwakt worden  Als stroomkringen elkaar ontmoeten kan ‘kortsluiting’ optreden: elektrische energie wordt dan omgezet in warmte en in straling  Dit verklaart (1) de bizarre vorm van delen van de nevel en  (2) grote temperatuurverschillen in de nevel
  24. 24. Berekende loop van magnetische krachtlijnen (kleur = sterkte; Leuven-Leeds samenwerking) 
  25. 25. De Krab 
  26. 26. Van lage naar hoge temperatuur (radiostraling tot harde Röntgen) 
  27. 27. Heet binnendeel en koeler buitenste 
  28. 28. De rest van de ster  Bij de implosie van een ster zwaarder dan 8 zonnemassa’s en lichter dan ca. 30 maal de zon ontstaat een neutronenster
  29. 29. Een neutronenster ontstaat   Atomen bestaan uit protonen (positieve elektrische lading), neutronen (elektrisch neutraal) en elektronen (negatief geladen)  Bij de implosie verenigen de elektronen zich met de protonen tot neutronen  Dit maakt enorme compressie mogelijk want afstotende (elektrische) krachten zijn weggevallen  De neutronester heeft dus een grote dichtheid
  30. 30. Eigenschappen van neutronensterren   Massa’s tussen 1,4 en 3,2 maal zons-massa; tot dusver van twee de massa bepaald: 2 x de zon  Middellijn ca. 25 km; die van ster is Krab is 20 km  Dichtheden van ongeveer 5 x 1017 kg/m3  Vergelijkbaar met dichtheid van een atoomkern  Dichtheid varieert in de ster: In de korst 1 x 109 en in de kern 7 x 1017 kg/ m3
  31. 31. Enkele gemiddelde gegevens   Ontsnappingssnelheid aan oppervlak is ca. 100 000 km/sec  De atmosfeer bestaat uit ‘gewone’ atomaire deeltjes; deze is slechts enkele micrometers dik  Daaronder een vaste korst met geen hogere heuvels dan van ca. 5 mm hoog  Dieper daar onder een steeds dichter neutronengas  Samenstelling van de kern is onzeker. Quarks?
  32. 32. Geïllustreerd: een mogelijk model 
  33. 33. Relativistisch effect: we zien meer dan de helft van de bol (Elk vierkant meet 30 x 30 graden) 
  34. 34. De pulsar  De overblijvende neutronenster blijkt stralingspulsen uit te zenden
  35. 35. Van de onderste van de twee sterren ontvangen we 30 flitsen per seconde 
  36. 36. Bron van de straling   De neutronenster heeft een sterk magnetisch veld  Gevangen in dat veld bewegen zich elektronen met zeer grote snelheden  Snelheden in de buurt van de lichtsnelheid  Deze zenden straling uit  Synchrotron straling  Synchrotron straling wordt uitgezonden door snel voortvliegende elektronen spiralend in een magnetisch veld
  37. 37. Bundel synchrotron straling 
  38. 38. Toeval!   Als bij de aarde valt de magnetische pool niet samen met op rotatiepool  Zo draait de uitgezonden stralingsbundel in het rond  De stralingsbundel is nauw  Als de aarde toevallig ligt in de richting van de uitgestraalde bundel dan zien we regelmatig weerkerende flitsen  30 flitsen per seconde uit de Krab pulsar– deze roteert dus in 33 milliseconde eenmaal om zijn as
  39. 39. De tussenpulsen afkomstig van de andere pool? Hij straalt zelfs ook gamma straling uit – straling van hoge energie ! 
  40. 40. De intense straling verhit het centrale deel van de nevel – beeld in Röntgen straling 
  41. 41. Gedetailleerd Röntgenbeeld; hoog verhitte gassen (temperaturen van miljoenen graden) 
  42. 42. Einde verhaal?  Nog enkele raadsels blijven over
  43. 43. Raadselachtige veranderingen in slechts 4 maanden tijds 
  44. 44. Straling van zeer hoge energie   Straling van de Krab is waargenomen over een breed spectraal gebied  Van radiostraling (zeer lage energie van de stralingsdeeltjes) tot hoogenergetische Röntgenstraling  Maximum lag tot voor kort bij 25 GeV. Dit is ruim 25 miljard maal de energie van een foton uit het zichtbare licht  Waar komt deze enorme energie vandaan?
  45. 45. Recente ontwikkeling   De Veritas telescoop in de woestijn van Arizona is in staat straling waar te nemen met energieën van 100 tot 10 000 GeV  Daarmee is ook naar de Krab pulsar gekeken  Ook toen werden pulsen gezien  Energieën van 100 tot 400 GeV!  Zo werd het record gebroken; maar wat is dit voor straling ? Het kan geen synchrotron straling zijn  Wat dan wel?
  46. 46. De milliseconde pulsars   Er zijn pulsars ontdekt die bijna duizend pulsen per seconde uitzenden  Deze moeten heel jong zijn, want door verlies van rotatie-energie zullen alle neutronensterren op den duur langzamer roteren – als voorbeeld de Krab met 0,3% per miljoen jaren  Toch is er minstens één milliseconde pulsar die, zoals uit andere gegevens blijkt, oud moet zijn – hoe kan dat?
  47. 47. EIND VAN DIT VERHAAL  Maar niet het eind van het verhaal van de Krab, de neutronensterren en de pulsars. We begrijpen nog lang niet alles

×