Wikijunior:Zonnestelsel/Ster: verschil tussen versies

Verwijderde inhoud Toegevoegde inhoud
aanpassingen
aanpassingen
Regel 18:
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 wordt 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 151,5*10<sup>45</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.
 
===Kernfusie===
[[Image:FusionintheSun.svg|250px|right]]
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* 10<sup>6</sup> K. bewegen ze zo snel dat ze hierdoor de afstotingsbarrière overwinnen en naar elkaar toe versnellen door de nucleaire aantrekkingskracht.
Wanneer nu deze twee protonen samensmelten, stralen zij energie uit in de vorm van warmte en licht. Dit noemt men een nucleaire fusie met de kracht van een waterstofbom. Bij sterren is de fusie van twee protonen enkel de eerste stap in een serie van reacties welke de nodige energie zal leveren om ons in leven te houden.
Regel 37:
===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.
De nucleaire fusiereactie in de ster komt alleen voor in een kleine kern in het centrum, mogelijk met een diameter van enkele duizenden kilometer. Rond deze kern bevindt zich een reusachtig omhulsel van heet gas, langzaam brengt dit gas de energie in de vorm van warmte en licht naar het oppervlak, dus van een zeer hete kern van ongeveer 141,4*10<sup>67</sup> K. naar een betrekkelijk koel oppervlak van ongeveer 5000 K.
 
===De levensduur van een ster===
Regel 43:
Het is de massa van de ster die bepaalt hoelang ze zal leven en het is ook die massa die bepaalt wanneer en hoe ze zal sterven. De wet van de sterren is erg eenvoudig, "Hoe groter je bent, hoe korter je leven." Een meer massieve ster zal sneller in elkaar storten en sneller haar waterstofbrandstof verbruiken. Oorzaak hiervoor is haar grotere gravitatiekracht en de hogere snelheid van haar atomen. Ze zal hierdoor een hogere temperatuur krijgen en brandt daarom veel sneller op dan onze zon.
De grootste sterren die wij kennen branden ongeveer 14 miljoen maal sneller dan onze zon en hun leven bestaat maar een periode van enkele miljoenen jaar. Zij zijn zelfs jonger dan de mensheid. Aan de andere kant zien wij sterren die maar een tiende van de massa van onze zon hebben en nog 999,9*10<sup>45</sup> miljoen jaar helder blijven schijnen, lang nadat onze zon zal verdwenen zijn.
 
===De kritische grootte van een ster===
Regel 53:
Gedurende 9 miljard jaar bevindt een ster met een massa als onze zon zich in haar hoofdreeks en zal ze geleidelijk groeien tot het dubbele van haar huidige omvang en helderheid. Dit moet niet noodzakelijk een lineair proces zijn. Het is goed mogelijk dat de zon een cyclus heeft van krimpen en uitzetten, maar op de lange duur zal haar uitzetting gaan overheersen.
 
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==
Regel 60:
De sterren kunnen tot een vijftigvoud uitzetten met een diameter van 150 miljoen kilometer. De oorzaak hiervan is de heliumkern, deze wordt niet aangetast en blijft voortdurend krimpen. De temperatuur stijgt nu zeer snel en het waterstofverbruik gaat sneller en sneller. Het hele proces gaat verder en verder tot..... er een helium flits ontstaat.
 
Om een fusiereactie met waterstof te creëren is een temperatuur van 1*10<sup>6</sup> K. nodig. Om een fusie van helium te realiseren is echter een veel hogere temperatuur nodig, namelijk 1* 10<sup>8</sup> K. Door het voortdurende proces van krimpen van de heliumkern zal deze fusietemperatuur worden bereikt. Het helium wordt dan zelf omgezet van vloeibaar gas in een substantie met de eigenschappen van staal.
Doordat het heliumproces minder stabiel verloopt dan de fusie van waterstof zal het krimpen van de kern verder gaan en de temperatuur zal blijven stijgen. Verdere fusiereacties ontstaan en de kern groeit uit een oncontroleerbare nucleaire fusiebom. Dit geheel speelt zich af in een tijdstraject van enkele uren tot de finale explosie. De ster produceert een heliumflits.
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, waardoor 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 85:
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]]
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.
 
Kort na dit voorval is bewezen dat deze signalen natuurlijk zijn en 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 rechtvaardigen. 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 vuurtoren. 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===
[[Image:Supernova1987A.jpg|thumb|200px|Situatie na een supernova]]
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<sup>-</sup> + p<sup>+</sup> --> 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.
Regel 108 ⟶ 96:
*'''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.
*'''Type II:''' ontstaat als een zware reuzenster ontploft. We zien dan in het spectrum van de supernova brede spectraallijnen van waterstof. De absolute magnitude schommelt nu rond de –17. Type II-supernovae treffen we haast uitsluitend aan in de armen van spiraalstelsels alsook in onregelmatige sterrenstelsels.
 
===Neutronensterren===
[[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.
 
Kort na dit voorval is bewezen dat deze signalen natuurlijk zijn en 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 rechtvaardigen. 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 vuurtoren. 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.
 
{{bron|bronvermelding='''Lode Stevens''', met toestemming van de auteur}}
Informatie afkomstig van https://nl.wikibooks.org Wikibooks NL.
Wikibooks NL is onderdeel van de wikimediafoundation.