1. Omschrijf kort wat de Big Bang theorie inhoudt.
Model voor de geschiedenis van het universum, dat zegt dat dit begon in een oneindig compacte toestand en dat het sindsdien continu is uitgedijd. Het begon wellicht tussen 12 en 15 miljard jaar geleden met wat nu de Big Bang (oerknal) wordt genoemd.Deze theorie wordt nu algemeen aanvaard, omdat deze de twee belangrijkste waarnemingen in de kosmologie verklaart: het uitdijende heelal en het bestaan van kosmische achtergrondstraling. De bekende wetten van de fysica kunnen worden gebruikt voor een projectie naar het verleden en voor een berekening van de verschillende toestanden van het universum vanaf 10 – 43 seconden na de Big Bang. De eerste miljoen jaar vormden materie en energie in het heelal een ondoorschijnende plasma die soms de oervuurbol wordt genoemd. Na deze periode zorgde uitzetting van het universum voor een temperatuurdaling tot onder 3000 K, zodat protonen en elektronen tezamen waterstofatomen konden vormen. Het universum werd toen transparant voor straling. De dichtheid van de materie overtrof die van de straling, terwijl de situatie eerst omgekeerd was, en bepaalde vanaf nu de expansiesnelheid van het universum. Tegenwoordig is de achtergrondstraling alles dat over is van de sterk afgekoelde straling vanuit het vroegste stadium van het universum. De eerste sterren werden pas twee miljard jaar later gevormd uit oerwolken van waterstof en helium. De term “Big Bang” (oerknal) kan worden toegepast op ieder model van een uitdijend heelal met een heet en dicht verleden.
2. Noem 2 verschillende waarnemingen aan verschijnselen in het heelal die ons op het spoor van het Big Bang idee brachten.
Zie het onderstreepte en dikgedrukte in het antwoord op vraag 1.
- uitdijende heelal
- kosmische achtergrondstraling
3. Probeer erachter te komen wat het huidige standpunt (2001) is over het EINDE VAN HET HEELAL in de verre toekomst: stationair, eeuwig uitdijend, of in elkaar klappend. Om dit te beantwoorden moet er een schatting komen voor de zwaartekrachts-aantrekking van het heelal. Hoe doen we dat? Eerst geven we een definitie van volume dat moet groter zijn dan een supercluster, om een betrouwbaar gemiddelde te geven. Dan moeten we alle materie uitzoeken, stelsels tellen, een schatting van hun massa's geven en die bij elkaar optellen. En nu zijn we er nog niet. De materie die we niet zien of nog niet ontdekt hebben moet er ook nog bij en dan denken we aan dode sterren, planeten, asteroïden die ver van een lichtgevende bron staan, en onbekende materievormen. Hoe kan dat meegerekend worden in deze balans?Newton leerde on dat alle materie of je het nou kent en ziet of niet een rol speelt door er gewoon te zijn want materie trekt materie aan en dan weet je dus dat er materie is. Om het resultaat weer te geven gebruikt men de kubieke meter als gemiddelde over de hele waarneembare ruimte en dan vind je dus ongeveer 1/3 atoom per kubieke meter. Het resultaat blijft onnauwkeurig, maar er wordt hard gewerkt aan een nauwkeurigere schatting. Om de groei van het heelal te stoppen en doen omkeren moet (volgens de theorie) de dichtheid meer dan 10 atomen per m³ zijn. Dit lijkt met de gegevens onmogelijk maar vergeet niet dat ze onnauwkeurig zijn. Misschien dat het heelal ooit gaat krimpen maar voorlopig nog niet. 4. Omschrijf kort het proces dat van onze zon en de andere sterren een bron van warmte, licht en allerlei vormen van straling maakt. De centrale ster van het zonnestelsel. In het gebied dat sterren beslaan is de zon van middelmatige afmetingen en helderheid, ook al is de grote meerderheid van sterren in de buurt van de zon kleiner en minder helder. Het is een dwergster van spectraaltype G2 met een oppervlaktetemperatuur van ongeveer 5700 K. Zoals alle sterren, is het een bol van heet gas en is zijn energiebron kernfusie die in het centrum plaatsheeft, waar de temperatuur 15 miljoen K is. Vier miljoen ton solair materiaal wordt elke seconde vernietigd in het proces waarin waterstof omgezet wordt in helium. Bovenop de kern ligt de stralingszone waar de fotonen met een hoog energiegehalte die geproduceerd worden in de fusiereacties, botsen met elektronen en ionen om opnieuw uitgestraald te worden in de vorm van licht en hitte. Na de stralingszone volgt een convectiezone waarin stromen van gas naar boven stromen om energie vrij te laten aan het oppervlak voordat ze weer naar beneden stromen om opnieuw verhit te worden. Deze circulerende stromen creëren het gevlekte uiterlijk van de zon, of de granulatie. De oppervlaktelagen, of de fotosfeer, vanwaar het licht komt dat we zien, zijn een paar honderd kilometer dik. In deze lagen komen manifestaties van solaire activiteit voor, zoals zonnevlekken en fakkels. Atomaire deeltjes met een hoge snelheid die in fakkels vrijkomen, stromen door de ruimte en beïnvloeden de aarde en zijn omgeving. Ze veroorzaken radiostoring, geomagnetische stormen, en aurorae. De laag boven de fotosfeer is de chromosfeer, die zichtbaar is als een gloeiende roze-achtige ring tijdens een zonsverduistering. Spikkels en prominenties barsten uit door de chromosfeer. De dunste, buitenste lagen, die de zonnecorona vormen, gaan over in het interplanetaire medium. 5. Zoek uit hoe lang geleden de zon “aanknipte”, en hoe lang hij volgens astronomen nog ongeveer aan zal blijven. Blablabla ……… 6. Als het over sterren gaat kom je de namen “witte dwerg”, “rode reus” en “supernova” tegen. Zoek uit wat achter deze 3 namen schuil gaat. Witte dwerg: Een ster in een gevorderd stadium van stellaire evolutie die bestaat uit gedegenereerde materie. Een witte dwerg ontstaat als een ster uiteindelijk al zijn mogelijke bronnen van brandstof voor kernfusie verbruikt heeft. De ster stort onder zijn eigen zwaartekracht in, de materie samendrukkend tot in een gedegenereerde toestand, waarin atoomkernen en elektronen dicht opeengepakt zijn. Het proces stopt als een kwantummechanisch effect, het uitsluitingsprincipe, in het spel komt; de elektronen kunnen niet verder samengedrukt worden en oefenen dus een weerstand uit die degeneratiedruk genoemd wordt. S Chandrasekhar demonstreerde theoretisch dat de bovenste massalimiet voor witte dwergen 1,4 keer de massa van de zon is - grotere instortende massa's moeten neutronensterren of zwarte gaten worden. De eerste witte dwerg die als zodanig herkend werd, was 40 Eridani B die waargenomen werd in 1940. Er werd aangetoond dat hij een oppervlaktetemperatuur van 17.000 K had maar een totale lichtsterkte die zo laag was dat die alleen verklaard kon worden als de ster kleiner dan de aarde was. Andere bekende witte dwergen omvatten van Maanen's ster en Sirius B. Sirius B, voor het eerst waargenomen in 1862, heeft een massa die ongeveer gelijk is aan die van de zon, maar een diameter die slechts vijf keer die van de aarde is. De ster is 10.000 keer zwakker dan Sirius A, die aan normale A-ster is. Er zijn slechts een paar honderd witte dwergen bekend, maar ze zouden zo veel als tien procent van alle sterren kunnen vertegenwoordigen. Hun lage intrinsieke verlichting maakt ze moeilijk op te sporen. Ook al worden ze als een groep 'witte' dwergen genoemd, dekken deze gedegenereerde sterren een groot bereik aan temperaturen en kleuren, van de heetsten, die wit zijn en oppervlaktetemperaturen tot 100.000 K hebben, tot koude, rode objecten die op slechts 4.000 K zitten. Omdat ze geen interne energiebron hebben, bevinden witte dwergen zich in een lang, geleidelijk afkoelingsproces waarin de temperatuur afneemt. Hun uiteindelijke lot is een zwarte dwerg te worden - een uitgedoofde dode ster. De spectra van witte dwergen zijn erg complex en geven een groot aantal temperaturen en samenstellingen weer. Meestal bevat het spectrum erg brede absorptielijnen, hoewel sommigen helemaal geen lijnen vertonen. Het lijnvormende gebied is slechts een paar honderd meter dik. Sommige witte dwergen tonen alleen waterstoflijnen, waarschijnlijk omdat helium en de zwaardere elementen naar de bodem van de 'atmosfeer' gezakt zijn onder de sterke zwaartekracht. In andere sterren zijn helium of metalen te zien en is er geen waterstof over. Een nieuw classificatieschema voor witte dwergen werd in 1983 door E. M. Sion en zijn medewerkers voorgesteld. De benaming bestaat uit drie hoofdletters waarvan de eerste D voor 'degenerate' (gedegenereerd) is. De tweede letter geeft het primaire spectrum aan: A, alleen H (waterstof) ; B, neutrale He (Helium) zonder H of metalen; C, continu; O, geïoniseerde He met neutrale He of H; Z, alleen metaallijnen zonder H of He; Q, koolstof aanwezig. De derde letter is voor secundaire spectrale karakteristieken: P, magnetisch met gepolariseerd licht; X, vreemd of niet in te delen; V, variabel. Het oude systeem was gebaseerd op de gebruikelijke spectraalklasse volgorde (O, B, A, F, G, K, M) voorafgegaan door D. Rode Reus: Een geëvolueerde ster die sterk in grootte uitgezet is en een verandering in zijn oppervlaktetemperatuur ondergaan heeft zodat hij rood lijkt. Een ster wordt een rode reus in een fase in de loop van stellaire evolutie waarin de waterstofbrandstof voor kernfusie in de centrale kern uitgeput is. In de interne aanpassing die volgt, stort de kern in tot er genoeg zwaartekrachtenergie vrijgegeven is om te zorgen dat de waterstofverbranding weer begint, maar in een schil om de nu inerte kern. De energie die opgewekt wordt door verbrandig van waterstof in de schil zorgt voor de grote uitzetting van de buitenste lagen van de ster. Terwijl het gas uitzet, koelt het af. Ongeacht het oorspronkelijke spectraaltype van de ster, zakt zijn oppervlaktetemperatuur tot deze 4,000 K bereikt. Als de zon een rode reus wordt, zal hij uitzetten tot zijn diameter ongeveer zo groot als die van de baan van de aarde is. Hoewel het licht per eenheid oppervla van een ster sterk daalt met de temperatuur, compenseert een rode reus dit effect door een enorme toename van het oppervlak. Rode reuzen zijn daarom relatief gezien zeer lichtsterk. Alle heldere rode sterren die zichtbaar zijn met het blote oog zijn rode reuzen of superreuzen, zoals Aldebaran of Betelgeuse. De spectra van rode reuzen laten verschillende karakteristieken zien naar gelang de stellaire atmosfeer rijk is aan koolstof of zuurstof. Als zuurstof dominant is, zijn koolstof monoxide (CO) en metaaloxides, zoals titaniumoxide (TiO), zichtbaar. Als koolstof overheerst, worden koolstofverbindingen zoals C2, CH en CN gevormd; dergelijke reuzen worden koolstofsterren genoemd. De verschillende samenstellingen die rode reuzen blijken te hebben, worden verondersteld het resultaat te zijn van processen die de producten van nucleaire reacties die in hun binnenste plaatsvinden, naar het oppervlak brengen. Supernova: Een catastrofale stellaire explosie waarbij zoveel energie vrijkomt dat de supernova in zijn eentje meer licht uitstraalt dan een heel sterrenstelsel met miljarden sterren. Behalve de stralingsenergie, is er nog eens tien keer zoveel kinetische energie door materiaal dat door de explosie wordt weggeblazen, en nogmaals honderd keer zoveel wordt via neutrino's uitgestraald. Een supernova-explosie treedt op wanneer een ver ontwikkelde massieve ster zijn nucleaire brandstof heeft uitgeput. Onder deze omstandigheden wordt de kern instabiel en kan deze instorten. Men onderscheidt twee soorten supernovae, bekend als Type I en Type II. In Type II zijn in het spectrum bepaalde waterstofkenmerken aanwezig, die ontbreken in type I. De lichtcurves van supernova's van Type I lijken alle sterk op elkaar. De lichtsterkte neemt gedurende ongeveer drie weken gestadig toe en neemt dan over een periode van zes maanden of langer weer langzaam af. De lichtcurves van supernovae van type II zijn gevarieerder. Type I supernovae worden onderverdeeld in Types Ia en Ib, naar gelang van de kracht van een bepaalde siliciumabsorptielijn in het optische spectrum. De lijn is sterk in Ia en zwak in Ib. Van Type Ia supernovae denkt men dat het witte dwergen zijn in binaire systemen, waarin massaoverdracht vanaf de metgezel plaatsheeft. Een golf van koolstof die door het nieuw verkregen materiaal heenbrandt zou de energieuitstoot kunnen verklaren. De explosie kan het gevolg zijn van de totale desintegratie van de witte dwerg. De kernreacties creëren ongeveer één zonnemassa van het instabiele isotoop 56Ni, dat in een periode van enkele maanden vervalt tot 56Co en uiteindelijk tot 56Fe. Dit radioactieve verval zou plaatsvinden met een snelheid die consistent is met de waargenomen afname in lichtuitstoot. Hoe de mechanismen in de Types Ia en Ib verschillen, is nog niet duidelijk. Type II supernovae lijken sterren te zijn van acht solaire massa's of meer die het pad van de stellaire evolutie hebben doorlopen en die de nucleaire brandstof die beschikbaar was in hun kern geheel uitgeput hebben. In dit stadium is hun structuur te vergelijken met die van een ui, met concentrische bolvormige schillen waarin verschillende nucleaire reacties plaatsvinden. Wanneer de siliciumverbranding in de kern begint, wordt het systeem binnen een dag instabiel omdat het gecreëerde ijzer niet kan fuseren met de zwaardere elementen, zonder dat energie wordt toegevoegd. Omdat geen energie kan worden gegenereerd, verdwijnt de druk die als tegenwicht diende voor het gewicht van de bovenliggende lagen. Wanneer de grote ineenstorting begint, klapt de kern in minder dan een seconde samen. De snelheid neemt toe naarmate de ijzerkernen instorten en neutronen worden gevormd. Deze implosie kan echter niet eindeloos voortduren. Wanneer de dichtheid van nucleaire materie is bereikt, ontstaat een plotselinge sterke weerstand tegen verdere druk; het imploderende materiaal wordt teruggestoten en er ontstaat een naar buiten gerichte schokgolf. Het tijdens de explosie uitgestoten materiaal vormt een steeds verder uitzettend supernova-overblijfsel. Neutronensterren kunnen worden ontdekt als pulsars, via hun radio-emissie en, in sommige gevallen, ook door emissie van pulserend zichtbaar licht en van röntgenstraling. De explosie van supernovae verrijkt de chemische samenstelling van het interstellaire medium, waaruit volgende generaties van sterren worden gecreëerd. Zeer oude sterren bevatten veel lagere hoeveelheden van de elementen zwaarder dan waterstof en helium, dan worden gevonden in de zon en het zonnestelsel. Veel van deze zwaardere elementen kunnen alleen langs natuurlijke weg zijn gecreëerd tijdens een supernova-explosie. Supernovae zijn tamelijk zeldzame gebeurtenissen. Gedurende de laatste duizend jaar zijn er slechts vijf visueel waargenomen in ons eigen Melkwegstelsel. Er hebben er meer plaatsgevonden, en er is ook radiostraling van hun overblijfselen ontdekt, maar de uitbarstingen zelf bleven verborgen achter verduisterende stofwolken. Supernova 1987A echter, in de nabije Grote Magellaanse Wolk, bood een onovertroffen kans aan astronomen om een supernova van tamelijk dichtbij te bestuderen. In andere sterrenstelsels worden ieder jaar talloze supernovae ontdekt. 7. “We are stardust”. De elementen in ons lichaam zoals bijv. koolstof, stikstof, zuurstof en ijzer zijn sterrenstof. Probeer te achterhalen hoe dat zit. Ik heb dit werkstuk ook in een Word-document, dus als je dit goed kunt gebruiken, dan moet je mailen naar:
percy@home.nl
Vraag naar dit bestand. Vraag 5 en 7 weet ik niet, dus daar zal je geen antwoord op krijgen. Verder nog een leuk gedichtje hier beneden. Ik vind het wel toepasselijk. (Sorry voor de eerste regel) Zuurstof, sterrenstof, helium, en alle andere stoffen die God stal, Voor het maken van een nieuw heelal, Maken van bio-organismen was zijn doel, Niet de mensheid, deze warboel, Wij mishandelen wat Hij heeft bedacht, Met onze domme denk- en spierkracht, Hij die onze mislukkingen ziet, Straft ons daarvoor gelukkig niet, Wij danken U voor het leven, Ook al duurt deze maar voor even, Maar onze kennis zal voor eeuwig voortbestaan, Ook al zal ons universum ooit vergaan.
3. Probeer erachter te komen wat het huidige standpunt (2001) is over het EINDE VAN HET HEELAL in de verre toekomst: stationair, eeuwig uitdijend, of in elkaar klappend. Om dit te beantwoorden moet er een schatting komen voor de zwaartekrachts-aantrekking van het heelal. Hoe doen we dat? Eerst geven we een definitie van volume dat moet groter zijn dan een supercluster, om een betrouwbaar gemiddelde te geven. Dan moeten we alle materie uitzoeken, stelsels tellen, een schatting van hun massa's geven en die bij elkaar optellen. En nu zijn we er nog niet. De materie die we niet zien of nog niet ontdekt hebben moet er ook nog bij en dan denken we aan dode sterren, planeten, asteroïden die ver van een lichtgevende bron staan, en onbekende materievormen. Hoe kan dat meegerekend worden in deze balans?Newton leerde on dat alle materie of je het nou kent en ziet of niet een rol speelt door er gewoon te zijn want materie trekt materie aan en dan weet je dus dat er materie is. Om het resultaat weer te geven gebruikt men de kubieke meter als gemiddelde over de hele waarneembare ruimte en dan vind je dus ongeveer 1/3 atoom per kubieke meter. Het resultaat blijft onnauwkeurig, maar er wordt hard gewerkt aan een nauwkeurigere schatting. Om de groei van het heelal te stoppen en doen omkeren moet (volgens de theorie) de dichtheid meer dan 10 atomen per m³ zijn. Dit lijkt met de gegevens onmogelijk maar vergeet niet dat ze onnauwkeurig zijn. Misschien dat het heelal ooit gaat krimpen maar voorlopig nog niet. 4. Omschrijf kort het proces dat van onze zon en de andere sterren een bron van warmte, licht en allerlei vormen van straling maakt. De centrale ster van het zonnestelsel. In het gebied dat sterren beslaan is de zon van middelmatige afmetingen en helderheid, ook al is de grote meerderheid van sterren in de buurt van de zon kleiner en minder helder. Het is een dwergster van spectraaltype G2 met een oppervlaktetemperatuur van ongeveer 5700 K. Zoals alle sterren, is het een bol van heet gas en is zijn energiebron kernfusie die in het centrum plaatsheeft, waar de temperatuur 15 miljoen K is. Vier miljoen ton solair materiaal wordt elke seconde vernietigd in het proces waarin waterstof omgezet wordt in helium. Bovenop de kern ligt de stralingszone waar de fotonen met een hoog energiegehalte die geproduceerd worden in de fusiereacties, botsen met elektronen en ionen om opnieuw uitgestraald te worden in de vorm van licht en hitte. Na de stralingszone volgt een convectiezone waarin stromen van gas naar boven stromen om energie vrij te laten aan het oppervlak voordat ze weer naar beneden stromen om opnieuw verhit te worden. Deze circulerende stromen creëren het gevlekte uiterlijk van de zon, of de granulatie. De oppervlaktelagen, of de fotosfeer, vanwaar het licht komt dat we zien, zijn een paar honderd kilometer dik. In deze lagen komen manifestaties van solaire activiteit voor, zoals zonnevlekken en fakkels. Atomaire deeltjes met een hoge snelheid die in fakkels vrijkomen, stromen door de ruimte en beïnvloeden de aarde en zijn omgeving. Ze veroorzaken radiostoring, geomagnetische stormen, en aurorae. De laag boven de fotosfeer is de chromosfeer, die zichtbaar is als een gloeiende roze-achtige ring tijdens een zonsverduistering. Spikkels en prominenties barsten uit door de chromosfeer. De dunste, buitenste lagen, die de zonnecorona vormen, gaan over in het interplanetaire medium. 5. Zoek uit hoe lang geleden de zon “aanknipte”, en hoe lang hij volgens astronomen nog ongeveer aan zal blijven. Blablabla ……… 6. Als het over sterren gaat kom je de namen “witte dwerg”, “rode reus” en “supernova” tegen. Zoek uit wat achter deze 3 namen schuil gaat. Witte dwerg: Een ster in een gevorderd stadium van stellaire evolutie die bestaat uit gedegenereerde materie. Een witte dwerg ontstaat als een ster uiteindelijk al zijn mogelijke bronnen van brandstof voor kernfusie verbruikt heeft. De ster stort onder zijn eigen zwaartekracht in, de materie samendrukkend tot in een gedegenereerde toestand, waarin atoomkernen en elektronen dicht opeengepakt zijn. Het proces stopt als een kwantummechanisch effect, het uitsluitingsprincipe, in het spel komt; de elektronen kunnen niet verder samengedrukt worden en oefenen dus een weerstand uit die degeneratiedruk genoemd wordt. S Chandrasekhar demonstreerde theoretisch dat de bovenste massalimiet voor witte dwergen 1,4 keer de massa van de zon is - grotere instortende massa's moeten neutronensterren of zwarte gaten worden. De eerste witte dwerg die als zodanig herkend werd, was 40 Eridani B die waargenomen werd in 1940. Er werd aangetoond dat hij een oppervlaktetemperatuur van 17.000 K had maar een totale lichtsterkte die zo laag was dat die alleen verklaard kon worden als de ster kleiner dan de aarde was. Andere bekende witte dwergen omvatten van Maanen's ster en Sirius B. Sirius B, voor het eerst waargenomen in 1862, heeft een massa die ongeveer gelijk is aan die van de zon, maar een diameter die slechts vijf keer die van de aarde is. De ster is 10.000 keer zwakker dan Sirius A, die aan normale A-ster is. Er zijn slechts een paar honderd witte dwergen bekend, maar ze zouden zo veel als tien procent van alle sterren kunnen vertegenwoordigen. Hun lage intrinsieke verlichting maakt ze moeilijk op te sporen. Ook al worden ze als een groep 'witte' dwergen genoemd, dekken deze gedegenereerde sterren een groot bereik aan temperaturen en kleuren, van de heetsten, die wit zijn en oppervlaktetemperaturen tot 100.000 K hebben, tot koude, rode objecten die op slechts 4.000 K zitten. Omdat ze geen interne energiebron hebben, bevinden witte dwergen zich in een lang, geleidelijk afkoelingsproces waarin de temperatuur afneemt. Hun uiteindelijke lot is een zwarte dwerg te worden - een uitgedoofde dode ster. De spectra van witte dwergen zijn erg complex en geven een groot aantal temperaturen en samenstellingen weer. Meestal bevat het spectrum erg brede absorptielijnen, hoewel sommigen helemaal geen lijnen vertonen. Het lijnvormende gebied is slechts een paar honderd meter dik. Sommige witte dwergen tonen alleen waterstoflijnen, waarschijnlijk omdat helium en de zwaardere elementen naar de bodem van de 'atmosfeer' gezakt zijn onder de sterke zwaartekracht. In andere sterren zijn helium of metalen te zien en is er geen waterstof over. Een nieuw classificatieschema voor witte dwergen werd in 1983 door E. M. Sion en zijn medewerkers voorgesteld. De benaming bestaat uit drie hoofdletters waarvan de eerste D voor 'degenerate' (gedegenereerd) is. De tweede letter geeft het primaire spectrum aan: A, alleen H (waterstof) ; B, neutrale He (Helium) zonder H of metalen; C, continu; O, geïoniseerde He met neutrale He of H; Z, alleen metaallijnen zonder H of He; Q, koolstof aanwezig. De derde letter is voor secundaire spectrale karakteristieken: P, magnetisch met gepolariseerd licht; X, vreemd of niet in te delen; V, variabel. Het oude systeem was gebaseerd op de gebruikelijke spectraalklasse volgorde (O, B, A, F, G, K, M) voorafgegaan door D. Rode Reus: Een geëvolueerde ster die sterk in grootte uitgezet is en een verandering in zijn oppervlaktetemperatuur ondergaan heeft zodat hij rood lijkt. Een ster wordt een rode reus in een fase in de loop van stellaire evolutie waarin de waterstofbrandstof voor kernfusie in de centrale kern uitgeput is. In de interne aanpassing die volgt, stort de kern in tot er genoeg zwaartekrachtenergie vrijgegeven is om te zorgen dat de waterstofverbranding weer begint, maar in een schil om de nu inerte kern. De energie die opgewekt wordt door verbrandig van waterstof in de schil zorgt voor de grote uitzetting van de buitenste lagen van de ster. Terwijl het gas uitzet, koelt het af. Ongeacht het oorspronkelijke spectraaltype van de ster, zakt zijn oppervlaktetemperatuur tot deze 4,000 K bereikt. Als de zon een rode reus wordt, zal hij uitzetten tot zijn diameter ongeveer zo groot als die van de baan van de aarde is. Hoewel het licht per eenheid oppervla van een ster sterk daalt met de temperatuur, compenseert een rode reus dit effect door een enorme toename van het oppervlak. Rode reuzen zijn daarom relatief gezien zeer lichtsterk. Alle heldere rode sterren die zichtbaar zijn met het blote oog zijn rode reuzen of superreuzen, zoals Aldebaran of Betelgeuse. De spectra van rode reuzen laten verschillende karakteristieken zien naar gelang de stellaire atmosfeer rijk is aan koolstof of zuurstof. Als zuurstof dominant is, zijn koolstof monoxide (CO) en metaaloxides, zoals titaniumoxide (TiO), zichtbaar. Als koolstof overheerst, worden koolstofverbindingen zoals C2, CH en CN gevormd; dergelijke reuzen worden koolstofsterren genoemd. De verschillende samenstellingen die rode reuzen blijken te hebben, worden verondersteld het resultaat te zijn van processen die de producten van nucleaire reacties die in hun binnenste plaatsvinden, naar het oppervlak brengen. Supernova: Een catastrofale stellaire explosie waarbij zoveel energie vrijkomt dat de supernova in zijn eentje meer licht uitstraalt dan een heel sterrenstelsel met miljarden sterren. Behalve de stralingsenergie, is er nog eens tien keer zoveel kinetische energie door materiaal dat door de explosie wordt weggeblazen, en nogmaals honderd keer zoveel wordt via neutrino's uitgestraald. Een supernova-explosie treedt op wanneer een ver ontwikkelde massieve ster zijn nucleaire brandstof heeft uitgeput. Onder deze omstandigheden wordt de kern instabiel en kan deze instorten. Men onderscheidt twee soorten supernovae, bekend als Type I en Type II. In Type II zijn in het spectrum bepaalde waterstofkenmerken aanwezig, die ontbreken in type I. De lichtcurves van supernova's van Type I lijken alle sterk op elkaar. De lichtsterkte neemt gedurende ongeveer drie weken gestadig toe en neemt dan over een periode van zes maanden of langer weer langzaam af. De lichtcurves van supernovae van type II zijn gevarieerder. Type I supernovae worden onderverdeeld in Types Ia en Ib, naar gelang van de kracht van een bepaalde siliciumabsorptielijn in het optische spectrum. De lijn is sterk in Ia en zwak in Ib. Van Type Ia supernovae denkt men dat het witte dwergen zijn in binaire systemen, waarin massaoverdracht vanaf de metgezel plaatsheeft. Een golf van koolstof die door het nieuw verkregen materiaal heenbrandt zou de energieuitstoot kunnen verklaren. De explosie kan het gevolg zijn van de totale desintegratie van de witte dwerg. De kernreacties creëren ongeveer één zonnemassa van het instabiele isotoop 56Ni, dat in een periode van enkele maanden vervalt tot 56Co en uiteindelijk tot 56Fe. Dit radioactieve verval zou plaatsvinden met een snelheid die consistent is met de waargenomen afname in lichtuitstoot. Hoe de mechanismen in de Types Ia en Ib verschillen, is nog niet duidelijk. Type II supernovae lijken sterren te zijn van acht solaire massa's of meer die het pad van de stellaire evolutie hebben doorlopen en die de nucleaire brandstof die beschikbaar was in hun kern geheel uitgeput hebben. In dit stadium is hun structuur te vergelijken met die van een ui, met concentrische bolvormige schillen waarin verschillende nucleaire reacties plaatsvinden. Wanneer de siliciumverbranding in de kern begint, wordt het systeem binnen een dag instabiel omdat het gecreëerde ijzer niet kan fuseren met de zwaardere elementen, zonder dat energie wordt toegevoegd. Omdat geen energie kan worden gegenereerd, verdwijnt de druk die als tegenwicht diende voor het gewicht van de bovenliggende lagen. Wanneer de grote ineenstorting begint, klapt de kern in minder dan een seconde samen. De snelheid neemt toe naarmate de ijzerkernen instorten en neutronen worden gevormd. Deze implosie kan echter niet eindeloos voortduren. Wanneer de dichtheid van nucleaire materie is bereikt, ontstaat een plotselinge sterke weerstand tegen verdere druk; het imploderende materiaal wordt teruggestoten en er ontstaat een naar buiten gerichte schokgolf. Het tijdens de explosie uitgestoten materiaal vormt een steeds verder uitzettend supernova-overblijfsel. Neutronensterren kunnen worden ontdekt als pulsars, via hun radio-emissie en, in sommige gevallen, ook door emissie van pulserend zichtbaar licht en van röntgenstraling. De explosie van supernovae verrijkt de chemische samenstelling van het interstellaire medium, waaruit volgende generaties van sterren worden gecreëerd. Zeer oude sterren bevatten veel lagere hoeveelheden van de elementen zwaarder dan waterstof en helium, dan worden gevonden in de zon en het zonnestelsel. Veel van deze zwaardere elementen kunnen alleen langs natuurlijke weg zijn gecreëerd tijdens een supernova-explosie. Supernovae zijn tamelijk zeldzame gebeurtenissen. Gedurende de laatste duizend jaar zijn er slechts vijf visueel waargenomen in ons eigen Melkwegstelsel. Er hebben er meer plaatsgevonden, en er is ook radiostraling van hun overblijfselen ontdekt, maar de uitbarstingen zelf bleven verborgen achter verduisterende stofwolken. Supernova 1987A echter, in de nabije Grote Magellaanse Wolk, bood een onovertroffen kans aan astronomen om een supernova van tamelijk dichtbij te bestuderen. In andere sterrenstelsels worden ieder jaar talloze supernovae ontdekt. 7. “We are stardust”. De elementen in ons lichaam zoals bijv. koolstof, stikstof, zuurstof en ijzer zijn sterrenstof. Probeer te achterhalen hoe dat zit. Ik heb dit werkstuk ook in een Word-document, dus als je dit goed kunt gebruiken, dan moet je mailen naar:
Vraag naar dit bestand. Vraag 5 en 7 weet ik niet, dus daar zal je geen antwoord op krijgen. Verder nog een leuk gedichtje hier beneden. Ik vind het wel toepasselijk. (Sorry voor de eerste regel) Zuurstof, sterrenstof, helium, en alle andere stoffen die God stal, Voor het maken van een nieuw heelal, Maken van bio-organismen was zijn doel, Niet de mensheid, deze warboel, Wij mishandelen wat Hij heeft bedacht, Met onze domme denk- en spierkracht, Hij die onze mislukkingen ziet, Straft ons daarvoor gelukkig niet, Wij danken U voor het leven, Ook al duurt deze maar voor even, Maar onze kennis zal voor eeuwig voortbestaan, Ook al zal ons universum ooit vergaan.
REACTIES
:name
:name
:comment
1 seconde geleden
I.
I.
geweldig verslag bedankt
23 jaar geleden
Antwoorden