1. Een expanderende gaswolk in
de Stier, gestuurd door een
neutronenster

2. Krabnevel

De ontdekking

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. Deel van Messier’s objecten; wazige
vlekjes van velerlei soort


5. Sterrenkaart met Taurus (de Stier).
Zoek M1!


6. Nogmaals, nu wat duidelijker


7. Lord Rosse (William Parsons, 1800 – 1867) maakte de
toen grootste telescoop (183 cm); gaf de nevel zijn naam


8. Lord Rosse noemde hem de Krab nevel
(Lijkt dit echt wel op een krab??)


9. Moderne opname van Messier-1


10. M1 ontstond door een
supernova explosie

Het supernova proces

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. De gast-ster


13. Ook elders in de wereld gezien.
Slaan deze tekeningen en inscripties echt wel op de gast-ster?


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. Lichtkrommen type I en II


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. Zware ster aan eind van bestaan;
het schillenmodel


18. Als geen kernfusie meer op kan treden stort de
kern ineen; Implosie gevolgd door explosie


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. 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. De nevel

Waarom een nevel ontstaat na het
ineenstorten van een ster

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. 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. Berekende loop van magnetische
krachtlijnen (kleur = sterkte; Leuven-Leeds samenwerking)


25. De Krab


26. Van lage naar hoge temperatuur
(radiostraling tot harde Röntgen)


27. Heet binnendeel en koeler buitenste


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. 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. 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. 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. Geïllustreerd: een mogelijk model


33. Relativistisch effect: we zien meer dan de helft
van de bol (Elk vierkant meet 30 x 30 graden)


34. De pulsar

De overblijvende neutronenster blijkt
stralingspulsen uit te zenden

35. Van de onderste van de twee sterren
ontvangen we 30 flitsen per seconde


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. Bundel synchrotron straling


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. De tussenpulsen afkomstig van de andere pool? Hij straalt zelfs
ook gamma straling uit – straling van hoge energie !


40. De intense straling verhit het centrale deel van
de nevel – beeld in Röntgen straling


41. Gedetailleerd Röntgenbeeld; hoog verhitte gassen
(temperaturen van miljoenen graden)


42. Einde verhaal?

Nog enkele raadsels blijven over

43. Raadselachtige veranderingen in
slechts 4 maanden tijds


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. 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. 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. 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