Wikijunior:Zonnestelsel/Ster

Uit Wikibooks
Ga naar: navigatie, zoek
planeten in ons zonnestelsel
Ons zonnestelsel (overzicht)



Een ster is een bolvormige gasmassa in de ruimte die zo zwaar is dat door de druk van de zwaartekracht in haar binnenste thermonucleaire reacties gaan plaatsvinden. Hierdoor gaat zij straling uitzenden, onder meer in de vorm van licht en warmte. Daardoor wordt het leven mogelijk gemaakt op sommige planeten. Ook ontstaan er in sterren elementen waar de planeten en zelfs onze aarde uit zijn samengesteld. Ook wij mensen zijn opgebouwd uit atomen die in sterren zijn ontstaan.

Onze zon is een ster van 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.

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[bewerken]

Protoster[bewerken]

Soms, te midden van toevallig samenkomende atomen in zulke waterstofwolken, kan er condensatie optreden en worden de atomen samen 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 al gestegen zijn van 100 K tot 1,5*105 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*106 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[bewerken]

FusionintheSun.svg

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.

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.

Tijdens de volgende botsingen worden er weer twee protonen gefusioneerd aan het eerste paar en worden zij ontdaan van hun positieve ladingen. Deze protonen worden dan neutronen. Dit resulteert tot de vorming van een nieuw element, helium genaamd. De nucleaire fusie werd veertig jaar geleden ontdekt, daarvoor dacht men nog steeds dat energie ontstond tijdens chemische reacties, zoals een gewoon vuur of als resultaat van een samentrekking. Deze uitleg volstond omdat men dacht dat de aarde en de zon maar enkele duizenden of enkele miljoenen jaren oud waren. Maar door de moderne geologische dateringsmethode werd het tegendeel bewezen. Het zonnestelsel werd steeds ouder tot de vandaag algemeen aanvaarde 4,6 miljard jaren.

Gewone chemische reacties zetten in ons lichaam een honderd miljoenste van onze potentiële energie om in actuele energie. De ontdekking van de nucleaire fusie was juist dát waarnaar de astrofysici zochten en zij aanvaardden dit als een onomstootbaar bewijs. Alleen dit proces scheen een uitleg te geven hoe sterren hun energie-uitstoot kunnen onderhouden voor een lange tijd. Heden wordt deze theorie algemeen aanvaard.

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[bewerken]

Stabiliteit van een ster[bewerken]

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 1,4*107 K naar een betrekkelijk koel oppervlak van ongeveer 5000 K.

De levensduur van een ster[bewerken]

Wanneer een ster in staat is haar stabiliteit te behouden en haar temperatuur kan regelen zegt men dat een ster zich in een hoofdreeks bevindt. Zij blijft dan waterstof in helium omzetten voor 90 % van haar leven, dus 9 miljard jaar voor een ster met een massa als onze zon. 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 9,9*105 miljoen jaar helder blijven schijnen, lang nadat onze zon zal verdwenen zijn.

De kritische grootte van een ster[bewerken]

Binaire ster

Er is bij sterren een onder- en bovengrens in verband met hun massa. Sterren die vijfenvijftig maal groter zijn dan onze zon zijn nooit geobserveerd en men veronderstelt dat een protoster met zo een massa gedwongen wordt uit elkaar te breken. Als bewijsvoering voor deze stelling voert men aan dat enkelsterren zoals de zon een minderheid vormen in ons melkwegstelsel. Het leeuwenaandeel bestaat uit sterrenparen. Wij kennen ze onder de naam van binaire sterren.

Aan het andere einde van onze sterrenschaal, vinden we sterren die een te kleine massa hebben om te kunnen verdichten tot de temperatuur die nodig is om een nucleaire fusie reactie op gang te brengen. Men veronderstelt dat Jupiter, onze grootste planeet in ons zonnestelsel en 318 maal massiever is dan onze aarde, een ster had kunnen worden indien haar massa vijf tot tien maal groter zou zijn geweest. Indien dit gebeurd was, zouden wij hierdoor een binair systeem kennen, zoals meestal het geval in het universum. Onze aarde zou dan een achtbaan beschreven hebben tussen de zon en Jupiter.

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 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[bewerken]

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.

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*106 K nodig. Om een fusie van helium te realiseren is echter een veel hogere temperatuur nodig, namelijk 1* 108 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*108 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. De dood van een ster, evenals de lengte van haar leven, wordt bepaald door haar massa. In een oven van een kleine ster zijn, relatief gesproken, wanneer ze verder krimpt, koolstofatomen die ontstaan zijn door de heliumfusie niet meer in staat om hogere temperaturen te bereiken. De ster kan nooit de koolstoffusietemperatuur bereiken, deze bedraagt ongeveer 6* 108 K. In plaats hiervan worden de koolstofatomen samengedrukt tot een hete bol.

Zoals eerder besproken zal nu het heliumomhulsel van de ster sneller branden en de ster zal door de uitwaartse kracht weer uitzetten. Maar nu gebeurt er wel iets vreemd. Door de expansie van de waterstofenveloppe wordt deze gescheiden van het centrum van de ster, er ontstaat een zogenaamde ring. In vaktermen worden deze waterstofringen, planetaire nevels genoemd omdat men denkt aan vage planeten als men door een telescoop kijkt.

Witte dwerg[bewerken]

Wanneer een kleine ster zich ontwikkelt tot een planetaire nevel, laat ze steeds een witte dwerg achter. Het is een dwerg omdat dit de resten zijn van een sterrenoven met een kern van koolstof en een mantel van brandend helium met een diameter van ongeveer 50.000 kilometer. Deze dwerg is wit vanwege haar hoge temperatuur. Na miljoenen jaren wordt deze dwerg geel, dan rood, tot haar straling is verdwenen. Al wat nu rest is een koude zwarte klomp materie. Een dergelijk einde wordt dan ook voorspeld voor onze zon. Grote sterren zijn meer spectaculair van karakter, na een korte periode van hoge activiteit. Alle sterren produceren eerst helium en daarna koolstof. Maar massievere sterren produceren in de laatste duizend jaar van hun leven zwaardere elementen.

Ieder keer als deze ster haar cyclus van inkrimpen en uitzetten ondergaat, dit steeds in een sneller tempo, wordt er een steeds hogere temperatuur gegenereerd. Maar aan dit proces komt ook een einde. Het zwaarste element dat wordt gevormd is ijzer, doordat het aantal elektronen tijdens een nucleaire reactie meer energie absorbeert dan wat zij produceren.

Dit unieke gedrag van ijzeraccumulatie veroorzaakt in de kern van de ster een brandblussereffect. In plaats van meer brandstof op het vuur te doen, wordt het vuur gedoofd. Doordat er geen uitwaartse kracht meer aanwezig is, stort de kern door de inwaartse gravitatiekracht in elkaar. Deze ineenstorting heeft catastrofale gevolgen. In een tijdstraject van enkele minuten wordt de ijzerkern zo in elkaar gedrukt dat de ijzerkernen elkaar raken. Hierdoor ontstaat er een gigantische explosie.

Supernova[bewerken]

De Krabnevel

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.

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- + 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.

Restanten van de Kepler supernova

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. 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 interstellaire 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 SN 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 (zonnemassa's) 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 massaoverdracht van een begeleider naar de witte dwerg die dan op een gegeven moment over de limiet van Chandrasekhar (1,44 M) gaat, waardoor zij onder haar eigen gewicht instort. 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[bewerken]

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. Een dergelijk object wordt dan een zwart gat genoemd.

==Bronnen==
Bron(nen):

Lode Stevens, met toestemming van de auteur, Tony Dethier en het Europlanetarium

Informatie afkomstig van http://nl.wikibooks.org Wikibooks NL.
Wikibooks NL is onderdeel van de wikimediafoundation.