Wikijunior:Zonnestelsel/Ster: verschil tussen versies

{{Zonnestelsel}}__NOTOC__

'''Sterren''' zijn Gods smeltkroes. Diep in hun binnenste manifesteren zich thermonucleaire reacties en ontstaan er elementen waar de planeten en zelfs onze aarde uit zijn samengesteld. Ook wij "De mens" zijn geschapen door de sterren. Hun radioactieve straling in de vorm van licht en warmte maakt het leven mogelijk op sommige planeten. "Ra" is de bron van al het leven.

Zoals iedere ster is onze zon een ruwe gemiddelde massa. Men veronderstelt dat de zon zo een 4,6 miljard jaar geleden geboren is en haar levensduur wordt geschat op ongeveer 10 miljard jaar. Vanaf het begin straalde zij elektromagnetische energie in de ruimte, ongeveer vijf miljoen ton massa per seconde. In sterrentermen is dit niet zo een grote hoeveelheid. Zo zet zij gedurende 1 miljoen jaar maar een tienduizendste van haar massa om in energie.

 

 

===Kernfusie===

Wanneer twee protonen op elkaar botsen weten wij dat ze elkaar niet raken, dit komt door hun positieve elektrische ladingen. Protonen stoten elkaar af, juist zoals twee positieve polen dit doen bij een magneet. Maar wanneer zij zich in een medium bevinden van 1* 10⁶ K. bewegen ze zo snel dat ze hierdoor de afstotingsbarrière overwinnen en naar elkaar toe versnellen door de nucleaire aantrekkingskracht.

 

===Supernova===

Deze explosie noemen wij een "Supernova". De resten van een recente supernova, geobserveerd in 1041 n. Chr., kan men nog steeds terug vinden in de Krabnevel, een reusachtige wolk van gas en stof die zich nog steeds uitzet met een snelheid van 1500 kilometer per seconde. Een supernova kan gedurende enkele weken of soms maanden 100 miljard maal meer energie uitzenden dan toen deze een normale ster was, en even helder zijn als het gehele sterrenstelsel waarin ze zich bevindt.

Men is er algemeen van overtuigd dat er hier onvoorspelbare temperaturen gegenereerd worden die de aanbouw van elementen door fusie, als zilver, goud en uranium mogelijk maken. Het zijn de supernovae die verantwoordelijk geacht worden voor de verspreiding van alle zware elementen in het universum en binnen afzienbare tijd ontstaat er binnen deze wolken van gas de nodige materie voor nieuwe sterren en zonnestelsels en mogelijk voor leven. Men veronderstelt dat ons zonnestelsel op die manier is ontstaan.

 

===Neutronensterren===

 

Tot dan had men nog geen van deze hemellichamen ontdekt. Tot in 1967, toen ontdekte een astronomie student van de Cambridge Universiteit, Jocelijn Bell een vreemd object dat erg korte maar krachtige radiosignalen uitzond met een regelmatige onderbreking van ongeveer een seconde. Dit verschijnsel was zo vreemd dat sommige astrofysici dachten aan het eerste teken van buitenaardse intelligentie. Voor een korte tijd noemde men deze dan ook LMG’s, "Little Green Men" signalen.

 

===Supernovae===

Supernovae zijn relatief zeldzaam. In ons melkwegstelsel zijn er enkele per eeuw, de meeste onzichtbaar omwille van interstellair gas en stof. Op het einde, als een zware ster een ijzerkern bezit, lopen temperatuur en druk in het centrum zo hoog op dat de ijzerkernen uiteenvallen in He-kernen en deze verder in protonen en neutronen. Dit proces kost veel energie, de kern ploft in elkaar (een proces dat enkele seconden in beslag neemt!) en de protonen en elektronen reageren met elkaar tot neutronen (e^- + p⁺ --> n + neutrino's). Er volgt een kernimplosie, de buitenlagen vallen naar binnen en kaatsen terug op de superdichte sterkern. Die terugstuitende lagen moeten zich een weg banen door de rest van die ster en dat is er teveel aan. De schokgolf verliest haar energie aan het uitzenden van neutrino’s: dus geen supernova? Er is echter een ander mechanisme dat uitkomst biedt.

 

De grote hoeveelheid neutrino’s, die de meeste vrijgekomen energie meenemen, geven die energie af aan de hogere lagen van de ster. Het gebied tussen de protoneutronenster en de buitenlagen is instabiel. In dat gebied vindt convectie plaats en voeg daarbij de enorme energie van de neutrino’s en je krijgt een fenomenale druk in het convectiegebied. Deze blaast als het ware het deksel van de superhete pan: de feitelijke supernova-explosie vindt plaats. In deze naar buiten bewegende massa is de temperatuur en de neutronenflux voldoende groot om via kernfusiereacties nog allerhande elementen aan te maken.

Tijdens de collaps van de kern komt er liefst 1046 joule aan energie vrij. Dit is honderdmaal de hoeveelheid die de Zon in haar hele leven produceert.[1] In de dagen en weken na de explosie komt er meer energie vrij dan uitgezonden door de rest van het melkwegstelsel samen. De schokgolf van een supernova blaast een enorme bel in het interstellair medium en kan aanleiding geven tot het ineenstorten van delen van naburige moleculaire wolken. Het interstellair materiaal wordt opgeveegd en verhit en er vormen zich prachtige supernovaresten die naast zichtbaar licht ook een bron zijn van radiogolven en van röntgenstraling. Supernovae zijn ook de belangrijkste bron van de zogenaamde kosmische straling. Maar bovenal zijn supernovae de wieg van de zware elementen. De eerste weken na de explosie van supernova 1987A in de Grote Magelhaense Wolk was de uitgestraalde energie afkomstig van de schokgolf. Vervolgens was de energie afkomstig van het radioactief verval van Ni-56 (halfwaardetijd 6,1 dagen) tot Co-56 (halfwaardetijd 77 dagen) dat zelf omzette in stabiel ijzer. Berekeningen hebben aangetoond dat in die supernova-explosie 0,07 M? aan Ni-56 is gevormd.