Wikijunior:Zonnestelsel/Ster: verschil tussen versies

Verwijderde inhoud Toegevoegde inhoud
Pjetter (overleg | bijdragen)
Opmaak plaatje
aanpassingen
Regel 6:
|}
__NOTOC__
Een '''Sterrenster''' zijnis Godseen smeltkroes.bolvormige Diepgasmassa in hunde binnensteruimte manifesterendie zichzo thermonucleairezwaar reactiesis endat ontstaandoor erde elementendruk waarvan de planetenzwaartekracht enin zelfshaar onzebinnenste aardethermonucleaire uitreacties zijngaan samengesteldplaatsvinden. OokHierdoor wijgaat "Dezij mens"straling zijn geschapen door de sterren.uitzenden, Hunonder radioactieve stralingmeer in de vorm van licht en warmte. maaktDaardoor wordt het leven mogelijk gemaakt op sommige planeten. "Ra"Ook isontstaan er in sterren elementen waar de bronplaneten vanen alzelfs hetonze levenaarde uit zijn samengesteld. Ook wij mensen zijn opgebouwd uit atomen die in sterren zijn ontstaan.
 
ZoalsOnze iedere ster[[Zonnestelsel/Zon|zon]] is onzeeen zon eenster ruwevan gemiddelde massa. Men veronderstelt dat de zon zo een 4,6 miljard jaar geleden geboren is en haar gehele 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.
 
Deze straling houdt ons warm en het licht is de brandstof voor het fotosyntheseproces waaruit zuurstof ontstaat en voeding. Zonder dit zou er geen leven kunnen bestaan zoals wij dit kennen.
Regel 14:
De laatste vijftig jaar hebben de astrofysici zich duidelijk een beeld gemaakt over het leven van sterren. Weinig ervan is tot nu toe bewezen en sommige ideeën zijn erg vereenvoudigd. Het conventionele beeld van de zon is er één van een stille witte bol die zich voor een even bewegingloze achtergrond bevindt, uitgezonderd de planeten en hun begeleiders. De meeste objecten in het universum zijn echter snelbewegende wolken van gas en stof, hoofdzakelijk bestaande uit waterstof, onzichtbaar voor ons als ze ontbranden in het binnenste van een ster. Deze wolken zijn de geboorteplaatsen van de sterren.
 
==Geboorte van een ster==
===Protoster===
Soms, te midden van toevallig samenkomende atomen in zulke waterstofwolken, kan er condensatie optreden en worden de atomen tezamen gehouden door hun gravitatiekracht. Dit is dan onze protoster, een dichte verzameling van miljarden atomen met een massa honderden malen groter dan onze aarde, verspreid over miljoenen kilometers van interstellaire ruimte. Deze protoster trekt samen onder invloed van de gravitatie. Haar individuele atomen botsen hierdoor sneller tegen elkaar naar het centrum van haar gravitatieveld toe. Wat in zijn originele vorm enkel een dunne mist is van atomen, is nu uitgegroeid tot een zeer dicht en duidelijk waarneembaar object.
 
De temperatuur hangt direct af van de snelheid van de atomen. Als een protoster samentrekt verhoogt de snelheid van deze atomen en wordenwordt ze steeds warmer. Binnen een tijdsverloop van vier jaar kan de temperatuur in het centrum van deze waterstofwolk reeds gestegen zijn van 100 K tot 15*10<sup>4</sup> K.
 
De protoster is nu gekrompen tot een diameter van 52 miljoen kilometers. Door dit proces neemt het aantal botsingen van de atomen toe en worden zij ontmanteld van hun elektronen en transformeren van waterstofgas in plasma. Het inkrimpen gaat verder maar nu langzamer en langzamer gedurende meer dan 10 miljoen jaar. De temperatuur in het centrum van de ster is nu gestegen tot 1*10<sup>6</sup> K. en haar diameter bedraagt nu nog maar 2,25 miljoen kilometer. Nu heeft ze het kritische punt bereikt in haar leven. Diep in haar binnenste ontstaan er thermonucleaire reacties en de protoster wordt ster.
Regel 33 ⟶ 34:
In de tijd dat de eerste fusie op gang komt in een ster, valt het op dat een ster voor een korte periode van ongeveer 17 miljoen jaar verder krimpt, dit tot de ster ongeveer een diameter heeft kleiner dan 1,5 miljoen kilometer, dan pas stopt deze contractie. De uitwaartse kracht gerealiseerd door de fusie komt nu in evenwicht met de inwaartse gravitatiekracht van de ster en er ontstaat een stabiel systeem.
 
==Levensduur==
===Stabiliteit van een ster===
De stabiliteit van een ster hangt af van haar zelfregulatie, zoals een thermostaat. Wanneer de nucleaire oven te snel brandt, zal haar uitwaartse energie toenemen en de ster zal in volume toenemen. Indien de fusiereacties afnemen gebeurt het tegenovergestelde, de ster zal krimpen. Wanneer de ster dit zelfregulatiesysteem niet meer kan handhaven zal ze sterven.
Regel 53 ⟶ 55:
Het aantrekkelijke van deze theorie is dat hierdoor het bestaan van de ijstijden op aarde kan verklaard worden. Wij betrekken hierin dan ook de voorspelling dat de koude perioden langzaam minder koud zullen worden en de warme perioden warmer, totdat de zon zo zal uitgezet zijn dat onze planeet Aarde te heet zal zijn en er nog onmogelijk leven kan gedijen. Vroeg of laat, dus binnen de vier miljard jaar zal onze zon de binnenplaneten in zich opnemen. Het zijn alleen de andere planeten voorbij Jupiter die een kleine kans van overleven hebben. Gedurende deze levensloop heeft de ster steeds helium geproduceerd dat geleidelijk een homogene kern heeft ontwikkeld. De fusiereactie zal nog steeds plaats grijpen rondom deze kern, maar de kern van helium brandt niet meer. Om een fusiereactie van helium te bewerkstelligen zijn hogere temperaturen vereist dan de fusie van waterstof.
 
===Het einde= van een ster==
Wanneer ongeveer 10% van de ster zijn totale massa aan waterstof is omgezet in helium, de onbrandbare kern, is er geen energiesteun meer en zal deze kern krimpen. Hierdoor zullen wederom de heliumatomen versnellen door de inwaartse gravitatiekracht en de temperatuur zal weer gaan stijgen. Dit voorval veroorzaakt wederom een verhoging van de waterstoffusie rond de kern. Hierdoor zal de uitwaartse kracht overheersen en de ster blijft zich uitzetten tot dat het stadium van een "Rode Reus" is bereikt. Dit alles kan zich afspelen binnen een bestek van ongeveer 1 miljard jaar.
 
Regel 62 ⟶ 64:
De explosie is niet erg groot, dit natuurlijk in sterrentermen. Een ster kan deze kracht gemakkelijk absorberen. Vergelijk het met een bliksemflits tijdens een onweer.
 
De temperatuur van de sterrenoven daalt nu snel en de heliumfusie stopt. Tevens vermindert de straling en energie van de omhullende waterstofmantel. De inwaartse gravitatiekracht overheerst en de ster gaat wederom krimpen, maar U zal nu wel begrijpen datwaardoor de temperatuur weer zal stijgen en binnen de tienduizend jaar zal de temperatuur in de oven van de ster stijgen tot 2*10<sup>8</sup> K. en hierdoor zal de heliumfusie weer op gang komen, maar omdat het helium nu minder dicht op elkaar is gepakt zal de ster haar flexibiliteit bewaren en niet meer exploderen. In plaats hiervan worden drie helium kernen gefusioneerd tot één koolstofatoom. De ster begint nu met de productie van haar tweede element.
De grote massieve sterren komen nooit tot hun heliumflits, omdat de heliumdichtheid in hun oven minder is. In plaats hiervan blijven ze dan ook veel langer in het heliumfusieproces.
Regel 79 ⟶ 81:
===Supernova===
[[Image:Crab Nebula.jpg|thumb|right|150px|De Krabnevel]]
Deze explosie noemen wij een "Supernova"''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===
[[Image:Vela Pulsar jet.jpg|thumb|200px|De Vela pulsar in het sterrenbeeld Zeilen dat heet gas in de ruimte schiet]]
[[Image:Vela Pulsar jet.jpg|thumb|200px|De Vela pulsar in het sterrenbeeld Zeilen dat heet gas in de ruimte schiet]]Niet alle materie wordt door een supernova in de ruimte geslingerd. Een kleine kern blijft behouden. Een bol volledig samengesteld uit neutronen met een diameter van enkele kilometers. Tot voor kort waren deze objecten bekend als 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.
[[Image:Vela Pulsar jet.jpg|thumb|200px|De Vela pulsar in het sterrenbeeld Zeilen dat heet gas in de ruimte schiet]]Niet alle materie wordt door een supernova in de ruimte geslingerd. Een kleine kern blijft behouden. Een bol volledig samengesteld uit neutronen met een diameter van enkele kilometers. Tot voor kort waren deze objecten bekend als neutronensterren.
 
Kort na dit voorval is bewezen dat deze signalen eerder natuurlijk zijn danen niet kunstmatig en heeft men de scherpte van deze signalen met de nodige berekeningen onderzocht, en stelde men vast dat het object een diameter bezit van enkele kilometer. Juist die informatie die men nodig had om het bestaan van een neutronenster te verrechtvaardigenrechtvaardigen. De confirmatie van deze theorie kwam in 1968, toen men zulk object ontdekte in de reeds vermelde Krabnevel.
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.
Men noemt deze objecten "Pulsars"''pulsars''. De materie van een pulsar is een miljard maal dichter dan de materie van een Wittewitte Dwergdwerg. Het mysterie van de radiosignalen kan worden vergeleken met een lichttorenvuurtoren. Op grond van deze hypothese kan de rotatie van de Pulsarpulsar de pulserende radiosignalen bewerkstelligen.
 
Wanneer bewezen kan worden dat sterrenmaterie zo samengedrukt kan worden in objecten als Pulsarspulsars, denken astrofysici dat materie nog verder kan krimpen. Theoretisch kan een lichaam met voldoende massa voortdurend in elkaar storten tot dat het object volledig verdwijnt, dus volledig wordt omgezet in energie. Zulk object wordt dan een Zwart''zwart Gatgat'' genoemd.
Kort na dit voorval is bewezen dat deze signalen eerder natuurlijk zijn dan kunstmatig en heeft men de scherpte van deze signalen met de nodige berekeningen onderzocht, en stelde men vast dat het object een diameter bezit van enkele kilometer. Juist die informatie die men nodig had om het bestaan van een neutronenster te verrechtvaardigen. De confirmatie van deze theorie kwam in 1968, toen men zulk object ontdekte in de reeds vermelde Krabnevel.
Men noemt deze objecten "Pulsars". De materie van een pulsar is een miljard maal dichter dan de materie van een Witte Dwerg. Het mysterie van de radiosignalen kan worden vergeleken met een lichttoren. Op grond van deze hypothese kan de rotatie van de Pulsar de pulserende radiosignalen bewerkstelligen.
 
Wanneer bewezen kan worden dat sterrenmaterie zo samengedrukt kan worden in objecten als Pulsars, denken astrofysici dat materie nog verder kan krimpen. Theoretisch kan een lichaam met voldoende massa voortdurend in elkaar storten tot dat het object volledig verdwijnt, dus volledig wordt omgezet in energie. Zulk object wordt dan een Zwart Gat genoemd.
 
===Supernovae===
Regel 99 ⟶ 102:
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.
[[Image:Keplers supernova.jpg|200px|thumb|right|Restanten van de Kepler supernova]]
Tijdens de collaps van de kern komt er liefst 104610<sup>46</sup> 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.
 
We kunnen twee typen van supernovae onderscheiden:
 
*'''Type I:''' ontstaat als in een dubbelstersysteem een witte dwerg ontploft. Dit kan door massa-overdracht van een begeleider naar de witte dwerg die dan op een gegeven moment over de limiet van Chandrasekhar (1,44 M?) gaat. Koolstof, zuurstof en stikstof vormen nu een explosief mengsel en binnen zeer korte tijd wordt dit omgezet in ijzer. Hierbij komt enorm veel energie vrij. Maar het juiste mechanisme van deze thermonucleaire supernova is nog niet gekend. De absolute magnitude van dit type supernova ligt in de buurt van –19. In het spectrum komen geen waterstoflijnen voor. Type I-supernovae komen in alle soorten sterrenstelsels voor.
Regel 107 ⟶ 110:
 
{{bron|bronvermelding='''Lode Stevens''', met toestemming van de auteur}}
 
[[Categorie:Zonnestelsel|Ster]]
Informatie afkomstig van https://nl.wikibooks.org Wikibooks NL.
Wikibooks NL is onderdeel van de wikimediafoundation.