ITEM METADATA RECORD
Title: Backtracking the evolution of subdwarf B stars with asteroseismology.
Other Titles: Een terugblik op de evolutie van subdwerg B sterren via asteroseismologie.
Authors: Hu, Haili; S0196890
Issue Date: 6-Oct-2009
Abstract: Dit proefschrift presenteert een studie van pulserende subdwerg B sterre n gebaseerd op nieuwe, zorgvuldig geconstrueerde stermodellen. Het ontst aan van deze sterren kan ons veel leren over het gedrag van dubbelstersy stemen en de fysica van sterren in het algemeen; hun trillingen bieden o ns een natuurlijke manier om deze kennis te bemachtigen. Ik zal beginnen met een korte beschrijving van de evolutie van een ster, van geboorte t ot dood. Dan bespreek ik enkele open vragen en de rol die asteroseismolo gie kan spelen in het vinden van de antwoorden. Daarna leg ik uit wat su bdwerg B sterren zijn en waarom deze sterren zo interessant zijn. Tenslo tte vat ik de verschillende hoofdstukken van het proefschrift kort samen . Het leven van een ster: Sterren worden geboren in grote interstellaire wolken bestaande uit voor namelijk moleculair waterstof. Een kleine verstoring kan ervoor zorgen d at de enorme moleculaire wolk fragmenteert. Door de zwaartekracht trekke n de verschillende fragmenten samen tot gasbollen. De dichtheid en tempe ratuur in het centrum van een gasbol lopen op, totdat deze hoog genoeg z ijn voor kernfusie. Vier waterstof-atoomkernen fuseren (in een aantal tu ssenstappen) tot een helium atoomkern, die een kleinere massa heeft dan de som van zijn bouwstenen. Het verschil in massa levert een gigantisch hoeveelheid energie op, die door de nieuw geboren ster wordt uitgestraal d. De kernfusie zorgt voor een enorme gasdruk in het binnenste van de st er, terwijl de druk naar buiten toe daalt. De drukgradient levert een dr ukkracht op die de samentrekkende zwaartekracht balanceert: de ster is i n hydrostatisch evenwicht. Deze fase van waterstoffusie in een sterkern noemen we de hoofdreeks-fas e, en die beslaat ongeveer 90% van de totale levensduur van een ster. He t is daarom niet verwonderlijk dat het overgrote deel van de sterren die we zien, waaronder de Zon, hoofdreeks-sterren zijn. Aan het einde van de hoofdreeks-fase is alle waterstof in de sterkern omgezet in heli um. Zonder kernreacties neemt de gasdruk af, de zwaartekracht krijgt de overhand, en de sterkern trekt samen. Net buiten de sterkern is er nog w el waterstof en de fusie gaat door in een schil om de kern. Terwijl de s terkern samentrekt en steeds heter wordt, zet de buitenste laag van de s ter enorm uit onder invloed van de steile temperatuursgradient. De straa l kan tot honderden keer groter worden dan tijdens de hoofdreeks-fase: d e ster is nu een rode reus. Op een gegeven moment zal de temperatuur en dichtheid in de sterkern hoo g genoeg zijn voor het volgende fusieproces, namelijk van helium tot koo lstof en zuurstof. De manier waarop de fusie begint hangt af van de mass a van de ster. In een ster zwaarder dan circa twee zonsmassa's gedraagt het gas zich volgens de ideale gaswet: toename van temperatuur (door de kernenergie-productie) gaat dan gepaard met toename van gasdruk. Dus het gas expandeert en dit werkt de initiele temperatuurstijging tegen, met als gevolg dat de kernreacties stabiel verlopen. Aan de andere kant, voo r een ster onder de twee zonsmassa's is het materiaal in de sterkern&amp;nbs p;'gedegenereerd'. Dit houdt in dat de dominante druk geleverd wordt doo r quantummechanische effecten (die belangrijk zijn bij grote dichtheden) en niet door de gasdruk. In deze toestand zijn de temperatuur en druk v an elkaar ontkoppeld. Er is dus geen stabiliserende expansie van het gas , en de kernreacties verlopen in een versneld tempo. Dit ongecontroleerd e proces, de zogeheten helium flits, gaat door totdat de gasdruk zodanig gestegen is dat de ideale gaswet weer van toepassing is, en de kernreac ties gaan dan stabiel verder. Wat er gebeurt wanneer de heliumvoorraad op is, hangt wederom af van de massa van de ster. Lichte sterren (<8 zonsmassa's) worden niet heet geno eg voor andere fusieprocessen, en eindigen hun leven als witte dwergen. De zwaarste sterren (&gt;8 zonsmassa's) doorlopen opeenvolgende fusiestadia waarin steeds zwaardere elementen, tot en met ijzer, gevormd worden. Ke rnfusie in sterren houdt dan op, omdat ijzer de sterkst gebonden atoomke rn heeft. Dit heeft als gevolg dat fusie van zwaardere atoomkernen geen energie meer oplevert, maar juist energie kost. Uiteindelijk zal de ijze ren kern van een zware ster ineenzakken onder zijn eigen zwaartekracht. Met een schokgolf worden de buitenste lagen weggeblazen in een supernova . De energieproductie tijdens een supernova is enorm: deze is zo fel als een miljard zonnen, en er is genoeg energie om elementen zwaarder dan i jzer te vormen. Het achtergebleven object is een neutronenster of voor hele zware sterren een zwart gat. De supernova schokgolf plant zich voort in de ruimte en kan in een nabij e moleculaire wolk de rust verstoren. Dit kan tot stervorming leiden, en de levens-cyclus van een ster begint opnieuw. De nieuwe sterren (en hun planeten) zijn nu verrijkt met zware elementen geproduceerd door de vor ige generatie sterren. Dit process is essentieel voor het onstaan van le ven zoals wij het kennen dat gebaseerd is op koolstof. In het begin van het heelal waren er namelijk slechts lichte elementen aanwezig, voorname lijk waterstof, helium en een klein beetje lithium. Open vragen: Het is dus in grote lijnen bekend hoe sterevolutie verloopt. Er zijn ech ter nog vele fases in een sterleven die we nog niet volledig begrijpen. Bijvoorbeeld, wat gebeurt er precies tijdens de helium flits? Dit proces verloopt zo snel en is zodanig ingewikkeld dat het moeilijk te volgen i s met de huidige computersimulaties. Verder bevinden veel sterren zich i n een dubbelstersysteem. Het bovenstaande verhaal wordt dan gecompliceer d, doordat in nauwe systemen de ene ster massa kan overdragen aan de and ere. De details van de massaoverdracht zijn veelal onbekend. Ook weten w e niet hoe verschillende atomaire fysische processen precies werken in h et binnenste van een ster. Processen zoals diffusie, turbulentie, en rot atie kunnen voor een efficiënte vermenging van het stermateriaal zorgen, en dus nieuwe nucleaire brandstof naar de fuserende sterkern voeren. Di t heeft invloed op hoe lang een ster kan leven en welke/hoeveel elemente n ze kan produceren. Asteroseismologie: het binnenste van een ster blootgelegd: Bovenstaande vragen vereisen een gedetailleerde kennis van de interne op bouw van een ster. Maar hoe kunnen we het binnenste van een ster blootle ggen, gezien het feit dat het licht dat we waarnemen van het steroppervl ak komt? Het ant-woord ligt dicht bij huis: door aardbevingen en seismis che golven te bestuderen hebben seismologen de inwendige structuur van de Aarde nauwkeurig in kaart gebracht. Het blijkt dat er in sterren ook golven lopen, en sommige sterren kunnen hierdoor gaan trillen in hu n resonantie-frequenties. Asteroseismologie is de studie van dergelijke&amp; nbsp; pulserende sterren (niet te verwarren met radiopulsars). Het stero ppervlak beweegt door de trillingen, en dit veroorzaakt fluctuaties in h et uitgestraalde licht. Dus al kunnen we niet op een steroppervlak zitte n om de stertrillingen te meten, we kunnen wel de fluctuaties in het ste rrelicht waarnemen met gevoelige instrumenten vastgehecht aan grot e telescopen. De karakteristieken van de lichtfluctuaties (frequenties e n golfgetallen) zijn afhankelijk van de interne sterstructuur, en dit ku nnen we gebruiken om in het binnenste van een ster te 'kijken'. Een aardbeving wordt meestal veroorzaakt door verschuivingen van tektoni sche platen en de opgewekte seismische golven kunnen tot maximaal enkele dagen na de beving worden waargenomen. Echter, een ster is een gasbol ( dus ze heeft geen tektonische platen) en de trillingen in een pulserende ster worden voortdurend waargenomen. Een natuurlijke vraag is dan, welk continu proces veroorzaakt stertrillingen? Er zijn verschillende mogeli jkheden, de belangrijkste is het zogenaamde opaciteits-mechanisme. Dit w erkt volgens het principe van een warmtemotor waarin effectief warmte wo rdt omgezet in beweging. Sommige lagen van een ster hebben een verhoogde opaciteit (oftewel absorbtievermogen) voor fotonen, namelijk de ionisat ielagen waar bepaalde atomen (gedeeltelijk) worden geioniseerd. Op deze manier worden fotonen, die in het binnenste van een ster geproduceerd zi jn, tijdelijk `vastgehouden' tijdens hun reis naar het oppervlak. De str alingsenergie van de fotonen wordt dan omgezet in warmte en vervolgens i n bewegingsenergie van een trilling. De ionisatielaag moet op een bepaal de plek in de ster liggen om efficient de trillingen aan te kunnen slaan . Dit verklaart waarom niet alle sterren trillen. Gelukkig worden pulser ende sterren waargenomen in allerlei levensfases (o.a. hoofdreeks sterre n, rode reuzen, witte dwergen) en kunnen we asteroseismologie toepassen doorheen bijna de gehele sterevolutie. De subdwerg B sterren: De nieuwste klasse van pulserende sterren, ontdekt in 1997, zijn de subd werg B sterren (afgekort sdB sterren). Deze zijn we niet tegengekomen in onze korte beschrijving van sterevolutie. Dat komt doordat er iets opme rkelijks moet gebeuren voordat deze sterren ontstaan: tijdens de rode re uzenfase moet de ster bijna haar gehele buitenste waterstoflaag kwijt zi jn geraakt, terwijl ze ver genoeg geevolueerd was om heliumfusie te star ten. De kernfusie begint naar verwachting in een helium flits, maar in p rincipe is een stabiele nucleaire ontbranding ook mogelijk. Een sdB ster heeft dus een heliumfuserende kern met daaromheen slechts een dun laagj e waterstof. Er is nog veel onduidelijk over de toedracht van het massav erlies. Hoogstwaarschijnlijk speelt massaoverdracht naar een andere ster een belangrijke rol, aangezien veel sdB sterren in dubbelstersystemen z ijn waargenomen. Dat sommige sdB sterren trillen, komt door een opeenhop ing van ijzer (en soortgelijke metalen) in de buitenste laag als gevolg van ingewikkelde diffussieprocessen. Dit zorgt voor een verhoogde opacit eit en een efficiente werking van de opaciteitsmechanisme. Deze combinatie van omstandigheden maken de sdB sterren zeer interessant voor asteroseismologie. In hun trillingen schuilt informatie over o.a. de helium flits, dubbelsterinteracties, en diffussieprocessen. Dit proefschrift: Mijn werk is theoretisch van aard en is uitgevoerd in samenwerking met M aja Vuckovic, die zich in haar doctoraatsproject heeft gericht op de obs ervaties en data analyse. Ons gezamenlijke doel was het beter begrijpen van de subdwerg B sterren aan de hand van asteroseismologie. Het specifi eke doel van dit proefschrift was het construeren van de nodige theoreti sche stermodellen. Ik heb hierbij de vorming en de evolutie van een ster in acht genomen, iets wat in de bestaande literatuur niet gedaan werd. Hoofdstuk 1 geeft een inleiding tot de verschillende onderwerpen die in dit proefschrift aan bod komen, en is uitgebreider dan deze beschrijvend e Nederlandse samenvatting. In Hoofdstuk 2 hebben we het dubbelstersysteem PG 1336-018 bestudeerd. D it unieke systeem is de enige bekende eclipserende dubbelster met een pu lserende subdwerg B ster. Bovendien heeft de dubbelster een nauwe baan; de afstand tussen de twee sterren is kleiner dan de straal die de sdB st er had toen ze een rode reus was. Dit betekent dat PG 1336-018 gevormd i s in een zogenaamde common envelope. In deze fase spiraliseren twee ster ren in een gezamenlijke schil naar binnen en uiteindelijk wordt de schil weggeblazen. Dit ingewikkeld hydrodynamisch proces is nog niet goed beg repen en er zijn twee verschillende parametrisaties voorgesteld om het t e beschrijven, gebaseerd op oftewel behoud van energie oftewel behoud va n impulsmoment. We hebben de evolutie van PG 1336-018 teruggereken d met behulp van een gedetailleerde sterevolutiecode, en gevonden dat de energie-parametrisatie impliceert dat de sdB ster heliumfusie is begonn en in een flits. De impulsmoment-parametrisatie, daarentegen, laat zowel de helium flits als nucleaire ontbranding in niet-gedegenereerde omstan digheden toe. Het laatste geval werd tot nu toe niet meegenomen in studi es van stertrillingen. In Hoofdstuk 3 hebben we dat wel gedaan. We vonde n dat de stertrillingen voor de twee scenarios (flits vs niet-gedegenere erd) in het algemeen verschillend zijn, en asteroseismologie dus het pot entieel heeft de voorgaande evolutie van de sdB ster te achterhalen.&amp;nbs p; In Hoofdstuk 4 hebben we de fysica in onze stermodellen verbeterd door o .a. belangrijke diffussieprocessen mee te nemen. Vooral het zinken van z ware elementen blijkt een groot invloed op de ster-structuur en -trillin gen te hebben, terwijl dat in de bestaande literatuur verwaarloosd werd. In Hoofdstukken 2 tot en met 4 hebben we ons geconcentreerd op de kort-p eriodieke (100-250 s) trillingen in sdB sterren die in 1997 ontdekt zijn . Sinds 2003 zijn ook lang-periodieke trillingen (30 min-2 uur) waargeno men in sdB sterren. In Hoofdstuk 5 hebben we aangetoond dat deze soort t rillingen gevoelig zijn voor gedetailleerde stratificaties van de composities in de sdB ster. Voor het eerst is er gekeken naar de invloed van de helium flits op de stertrillingen. Verder hebben we gevonden dat door het consistent meenemen van diffusieprocessen, onze stermodellen m et trillingen goed overeen komen met de waarnemingen. De tot nu toe best aande theoretische modellen daarentegen hadden een te lage temperatuur v ergeleken met observaties. Hoofdstuk 6 beschrijft de fotometrische methode van modus identificatie, oftewel de bepaling van de golfgetallen van waargenomen trillingen aan de hand van fotometrische waarnemingen De golfgetallen beschrijven de ge ometrie van een bepaalde stertrilling en ze zijn belangrijk voor het vin den van een passend theoretisch stermodel voor een waargenomen ster. Doo r de ster te observeren in verschillende kleurenfilters, kan de amplitud e van de trillingen als functie van de golflengte bepaald worden. De ver houdingen van amplitudes in verschillende filters zijn afhankelijk van h et golfgetal, en kunnen dus gebruikt worden voor modus identificatie. We hebben theoretische amplitude verhoudingen berekend voor PG 1336- 018, het systeem waar we dit proefschrift mee zijn begonnen. Vergelijkin g met observaties levert een modus identificatie op die consistent is me t een eerdere onafhankelijk studie.
ISBN: 978-90-9024582-9
Publication status: published
KU Leuven publication type: TH
Appears in Collections:Institute of Astronomy

Files in This Item:
File Status SizeFormat
thesis_printer.pdf Published 5473KbAdobe PDFView/Open Request a copy

These files are only available to some KU Leuven Association staff members

 




All items in Lirias are protected by copyright, with all rights reserved.