Eerste sterren in het heelal

1,923 views

Published on

Published in: Technology
0 Comments
0 Likes
Statistics
Notes
  • Be the first to comment

  • Be the first to like this

No Downloads
Views
Total views
1,923
On SlideShare
0
From Embeds
0
Number of Embeds
270
Actions
Shares
0
Downloads
74
Comments
0
Likes
0
Embeds 0
No embeds

No notes for slide

Eerste sterren in het heelal

  1. 1. DE EERSTE STERREN Wat weten we van de eerste sterren die in het heelal ontstonden; wat waren dat voor objecten en wat was hun levensloop ? C. de Jager
  2. 2. Vraag vooraf: Hoe ontstaan sterren?
  3. 3. Antwoord: in spiraalarmen van melkwegstelsels (galaxies)
  4. 4. Een melkwegstelsel <ul><li>Omvat een massa van ongeveer 0,1 miljard tot ruim biljoen maal de zon </li></ul><ul><li>Afmetingen tienduizenden tot honderd- duizenden lichtjaren </li></ul><ul><li>Bevatten vaak spiraalarmen </li></ul><ul><li>De armen bevatten (jonge) sterren en veel gas </li></ul>
  5. 5. Het mechanisme <ul><li>Die armen bevatten veel gas; gasmassa’s die al dicht genoeg zijn klonteren verder samen </li></ul><ul><li>Dit laatste gebeurt door onderlinge aantrekking van het gas: gravitatiecontractie </li></ul><ul><li>Dit samentrekken wordt tegengegaan als het gas, al krimpend, heter wordt waardoor de druk toeneemt </li></ul><ul><li>Ook rotatie verhindert te extreem samenklonteren </li></ul><ul><li>Tegenkrachten kunnen zo leiden tot fragmentatie </li></ul><ul><li>Dus: een subtiel spel van krachten en tegenkrachten, waaruit ten slotte sterren kunnen ontstaan </li></ul>
  6. 6. Geen zwaardere sterren dan ca. 60 tot 80 maal de massa van de zon <ul><li>Twee oorzaken waardoor buitenlagen van een nog zwaarder ster worden weggeblazen </li></ul><ul><li>1. stralingsdruk van een hete ster drukt gas weg, de ruimte in </li></ul><ul><li>2. Bij koele sterren is het veld van schokgolven, door turbulente bewegingen opgewekt, een andere kracht die gas doet ontsnappen </li></ul><ul><li>Dat bepaalt de grootste massa die een ster kan hebben </li></ul>
  7. 7. Massale stervorming (geboortegolf) bij botsing van twee galaxies (Het Antenne stelsel)
  8. 8. HET BEGIN VAN HET HEELAL De oerknal duidt op explosief begin van het heelal; de waargenomen expansiewet
  9. 9. Schets van de wet van Hubble : een object op 25 miljoen lichtjaren afstand loopt weg met 1000 km per seconde; op 250 miljoen lichtjaren is die snelheid 10 000 km/s, enz.
  10. 10. Wet van Hubble: explosie <ul><li>De expansiewet toont wat er gebeurt als iets explodeert. </li></ul><ul><li>Wij zijn deel van het heelal: wij exploderen mee </li></ul><ul><li>De snelste en de traagste objecten lopen het snelst van ons weg </li></ul><ul><li>Dit staat toe de ouderdom van het heelal te bepalen: 13,7 miljard jaren </li></ul><ul><li>Zo lang geleden vond de oerknal plaats </li></ul>
  11. 11. Aanvankelijk ondoorzichtig <ul><li>Het gas dat na de oerknal ontstond was aanvankelijk heel dicht en heet </li></ul><ul><li>En ondoorzichtig tengevolge van de dichtheid en de hoge temperatuur </li></ul><ul><li>Na ~ 350 000 jaar was de temperatuur gezakt tot beneden 10 000 graden. </li></ul><ul><li>Vanaf toen was het heelal doorzichtig </li></ul><ul><li>(oorzaak: recombinatie van waterstof) </li></ul>
  12. 12. Ver kijken = terugkijken; het verste oppervlak dat we zien is dat van 350 000 jaar na de oerknal
  13. 13. Een vraag: Bestonden toen melkwegstelsels, of is daar iets te zien van de vorming van melkwegstelsels? <ul><li>Het antwoord: zoek naar het begin van klontering </li></ul><ul><li>Met andere woorden: zien we helderheids fluctuaties in de achtergrondstraling? </li></ul><ul><li>Of: zien we temperatuur fluctuaties? </li></ul>
  14. 14. Hemelkaart: temperatuurfluctuaties boven 0,001 graad aangeduid door kleurverschillen
  15. 15. Nu kijken we fijner: er zijn heel kleine fluctuaties! De grootste zijn 0,0002 ° K
  16. 16. Vorming van protogalaxies <ul><li>Die kleine temperatuurverschillen duiden op kleine afwijkingen van homogeniteit </li></ul><ul><li>Deze dichtheidfluctuaties zijn klein maar blijken juist voldoende om tot de eerste samenklonteringen te leiden </li></ul><ul><li>Dit worden de protogalaxies : voorlopers van de latere melkwegstelsels </li></ul><ul><li>Hoe zwaar zijn die protogalaxies? </li></ul>
  17. 17. Belangrijke grootheid: de Jeans massa <ul><li>Gas heeft een temperatuur en dichtheid </li></ul><ul><li>Vraag: Hoeveel van dit gas moet ik bijeen hebben opdat de aantrekking voldoende groot is om het verder te doen samenklonteren? (tegen de uitwaarts gerichte gasdruk in) </li></ul><ul><li>Dit leidt tot het begrip: Jeans massa </li></ul>
  18. 18. Jeans massa De hoeveelheid gas die – bij gegeven temperatuur en druk – minstens bijeen moet zijn om te kunnen samenklonteren
  19. 19. De Jeans dichtheid is bij gegeven temperatuur de minimale dichtheid die nodig is om te kunnen samentrekken; de corresponderende minimale massa is de Jeans massa (bedenk: de lucht in deze kamer : ~ 0,001 g/cm 3 )
  20. 20. Enkele voorbeelden in het uitdijende heelal <ul><li>Toen het heelal 50 maal jonger was dan nu (leeftijd 270 miljoen jaar) was de Jeans massa 20 000 zonsmassa’s </li></ul><ul><li>30 maal jonger (460 miljoen jaar): 10 000 zonsmassa’s </li></ul><ul><li>10 maal jonger (1,37 Miljard jaar): 3000 zonsmassa’s </li></ul>
  21. 21. De kernvraag: Kan het gas wel samentrekken? Om te kunnen samentrekken moet het gas ongestoord naar binnen kunnen vallen
  22. 22. Vergelijk tijdschalen <ul><li>De vrije-val tijd is de tijd gedurende welke gas zonder botsingen valt; de vrije-val afstand </li></ul><ul><li>Als het ten slotte botst ontstaat een drukgolf, die naar buiten loopt </li></ul><ul><li>De drukgolf tijd : de tijd die een drukgolf nodig heeft om de vrije-val afstand af te leggen. </li></ul><ul><li>Samenklonteren wanneer drukgolf tijd langer is dan de vrije-val tijd. </li></ul>
  23. 23. De vorming van protogalaxies <ul><li>Streepjeslijn : Jeans massa in de tijd </li></ul><ul><li>De twee andere lijnen : twee berekeningen voor waar de vrije-val tijd en drukgolf tijd gelijk zijn </li></ul><ul><li>Conclusie : tussen 300 en 500 miljoen jaar na de oerknal ontstaan de eerste protogalaxies </li></ul><ul><li>Massa: ca. 10 000 zonsmassa’s </li></ul>
  24. 24. Kleine massa van protogalaxies <ul><li>Kleine massa omdat het gas slecht af kon koelen; het bestond slechts uit waterstof en helium; die gassen stralen slecht </li></ul><ul><li>Maar langzaam vormen zich H 2 moleculen </li></ul><ul><li>De fractie is 0,001 tot 0,000 1; dat is al voldoende om afkoeling te bewerkstelligen </li></ul><ul><li>Bij afkoeling kan protogalaxie verder groeien; eindwaarde, ca. 600 miljoen jaar na de oerknal, is 1 tot 10 miljoen zonsmassa’s </li></ul>
  25. 25. Kleine massa ! <ul><li>Ons eigen melkwegstelsel heeft een massa van 100 tot 1000 miljard maal de zonsmassa </li></ul><ul><li>Gebruikelijke massa’s liggen tussen 0,1 miljard tot 1000 miljard zonsmassa’s; dat is nog erg klein voor een melkwegstelsel </li></ul><ul><li>Vandaar de naam: proto galaxies </li></ul><ul><li>KUNNEN WE DEZE OBJECTEN ZIEN ? </li></ul>
  26. 26. Hubble telescoop: oudste stelsels gezien op 12 - 13 miljard lichtjaren
  27. 27. Subaru telescoop ziet ver object (IOK-1) op afstand van 12,9 Glj
  28. 28. Een kosmische lens: de groep Abell 1835 De ‘streepjes’: ‘afbeelding’ van achter liggend stelsel
  29. 29. Eén ervan nader bezien: een stelsel op 13,2 (?) miljard lichtjaar; is dat protogalaxie? (Hubble + Spitzer)
  30. 30. Vorming van zwaardere stelsels <ul><li>Direct na het ontstaan van protogalaxies onderlinge botsingen, gevolgd door samensmelten </li></ul><ul><li>Dit gebeurt – in veel mindere mate – nog steeds (zie het Antennestelsel) </li></ul><ul><li>Zal vroeger veel frequenter plaats gevonden hebben </li></ul>
  31. 31. Over ca. 3 miljard jaar zal ons eigen melkwegstelsel samensmelten met dat in Andromeda
  32. 32. In de eerste galaxies: stervorming door fragmentatie <ul><li>Vele oorzaken kunnen leiden tot fragmentatie: </li></ul><ul><li>Kleine temperatuurfluctuaties kunnen leiden tot snelle plaatselijke afkoeling en condensatie, waarna verhitting </li></ul><ul><li>Ook turbulente bewegingen kunnen dit teweegbrengen </li></ul>
  33. 33. Slechts geringe fragmentatie <ul><li>Vele berekeningen gemaakt; ze tonen: </li></ul><ul><li>Fragmentatie komt in protogalaxies niet op grote schaal voor </li></ul><ul><li>Er vormen zich enkele zware fragmenten: enkele honderden zonsmassa’s </li></ul><ul><li>Deze groeien verder tot ca. duizend zonsmassa’s door ‘accretie’: gas uit de omgeving valt op het fragment </li></ul>
  34. 34. De eerste sterren waren giganten <ul><li>Zo ontstaan de eerste sterren: honderden tot duizend malen zo zwaar als de zon </li></ul><ul><li>Lichtsterkte: miljoen tot miljard maal de zon </li></ul><ul><li>Zo zware sterren konden toen bestaan omdat ze uit zuiver waterstof en helium bestonden: geen turbulente convectie en zwakke stralingsdruk </li></ul><ul><li>Nu worden ze niet meer zo zwaar omdat hun gas ‘verontreinigd’ is met zwaardere elementen; die hebben grotere stralingsdruk </li></ul>
  35. 35. Verdere levensloop: <ul><li>Zo’n zware ster, slechts bestaand uit waterstof en heliumgas zal kort leven </li></ul><ul><li>Voorbeeld: ster van 100 zonsmassa’s leeft niet langer dan 1 – 3 miljoen jaar; ster van 1000 zonsmassa’s leeft 10 000 – 30 000 jaar. </li></ul><ul><li>Stort daarna ineen; wordt hypernova </li></ul><ul><li>Sterkern wordt zwart gat </li></ul>
  36. 36. Wat daarna gebeurt bepaalt het karakter van ons heelal <ul><li>In omhulling van de exploderende ster worden zwaardere elementen gevormd </li></ul><ul><li>Het uitgestoten gas verspreidt zich </li></ul><ul><li>Dit gas is voeding voor nieuwe, minder zware sterren </li></ul><ul><li>Zo wordt heelal verrijkt aan zware elementen </li></ul><ul><li>Anders was hier het leven nooit ontstaan </li></ul>
  37. 37. Super- en hypernovae Het dramatische einde van sterren
  38. 38. Een ‘gewone’ supernova: helder als miljard zonnen (de grote stip in bovendeel)
  39. 39. GRB 980425: ineenstortende ster werd ‘hypernova’ (helderheid ca. 10 tot 100 miljard maal zon)
  40. 40. GRB030329: helder als biljoen zonnen
  41. 41. Bron van de sterkste gamma-stralingsstoot ooit 16 september 2008; afstand 12,2 miljard lichtjaren
  42. 42. Recent werk Computerberekeningen over beginnende sterren Aansluitende waarnemingen
  43. 43. Computer berekeningen tonen het heelal na 590 miljoen jaar. Witte puntjes zijn de melkwegstelsels
  44. 44. En na een miljard jaar. Rood en geel zijn de eerste sterren (geel helderder dan rood)
  45. 45. En na 1,9 miljard jaar
  46. 46. De Spitzer telescoop toont waarnemingen van eerste sterren
  47. 47. Wat dit plaatje toont: <ul><li>Spitzer telescoop kijkt in infrarood licht </li></ul><ul><li>Ziet daardoor objecten in licht dat naar het verre infrarood verschoven is; gevolg van grote verwijderingsnelheid </li></ul><ul><li>Neemt vrij scherp waar </li></ul><ul><li>Grijs: weggewerkte ‘voorgrond’ sterren </li></ul><ul><li>Lichte gloed: de eerste sterren. Blijken tot 1000 maal zo zwaar als de zon </li></ul>
  48. 48. Links: het Spitzer plaatje; rechts: de voorgrond sterren
  49. 49. Samengevat: het tijdsverloop <ul><li>0,35 miljoen jaar: heelal wordt doorzichtig </li></ul><ul><li>400 miljoen jaar: eerste protogalaxies </li></ul><ul><li>500 miljoen jaar: eerste sterren, honderden tot duizend malen zo zwaar als de zon </li></ul><ul><li>600 miljoen jaar: eerste wat grotere melkwegstelsels </li></ul><ul><li>Vanaf 1 à 2 miljard jaar: eerste ‘gewone’ sterren </li></ul>
  50. 50. Deze presentatie is na te lezen Zie www.cdejager.com Ga naar: presentaties

×