Praktische opdracht ANW De levensloop van een ster

Transcriptie

1 Praktische opdracht ANW De levensloop van een ster Praktische-opdracht door een scholier 2522 woorden 18 maart keer beoordeeld Vak ANW Inleiding Wij hebben er voor gekozen om ons werkstuk over sterren te doen, en dan vooral de dood van de ster te bespreken. We geven in dit werkstuk antwoord op de vraag; hoe verloopt het leven van een ster? We beschrijven de geboorte van een ster uit een gaswolk en de levensloop en dood. Als de ster aan het eind van zijn bestaan is gekomen, trekt deze zich op een gegeven moment samen en wordt dan een rode reus. Sterren met een massa ongeveer gelijk aan die van de zon krimpen in, stoten de buitenste lagen af en worden een planetaire nevel met in het centrum een witte dwerg. Sterren met een massa veel groter dan die van de zon krimpen ook in, totdat zij als supernova tot een uitbarsting komen. Wat overblijft, is een neutronenster of een zwart gat. We hebben dit onderwerp gekozen, omdat dit ons het meest interessante leek. We wisten al een klein beetje over rode reuzen, witte dwergen en zwarte gaten uit het ANW boek. Naarmate we verder werkten aan dit onderwerp werd het steeds interessanter. 1. Hoe ontstaan sterren? Ieder jaar worden er in ons melkwegstelsel gemiddeld drie sterren geboren. Sterren ontstaan in grote gasen stofwolken die zich tussen de sterren in het melkwegstelsel bevinden. Als zo n wolk ineenklapt, komt er energie vrij. Die energie zorgt ervoor dat de wolk wordt verhit. In het middelpunt van de wolk loopt de temperatuur op tot tien miljoen graden of meer. Het grootste gedeelte van de wolk bestaat uit waterstof. Door de hoge temperatuur in de wolk versmelten de waterstofatomen met elkaar: ze fuseren. Het wordt een grote klont die vanwege de zwaartekracht miljoenen jaren lang groeit. Bij het fuseren komt er enorm veel energie vrij, zoals licht, warmte en andere straling. Hierdoor begint de ineenvallende wolk te schijnen als een ster. Na een tijdje komt de ster tot rust en begint constant te schijnen. Het zal zo ongeveer tien miljard jaar doorgaan. De zon is nu ook bezig met dit proces. Aangezien onze zon ongeveer 4,5 miljard jaar oud is, zal ze nog 5,5 miljard jaar in deze toestand blijven. Pagina 1 van 6

2 Jonge sterren, sterren die net zijn geboren, zijn een paar miljard jaar oud. Oude sterren kunnen soms wel 10 tot 15 miljard jaar oud zijn. Er zijn heel veel sterren: er zijn net zoveel sterren in het heelal als zandkorreltjes op aarde. 1.Een voorbeeld van hoe een gas- en stofwolk eruit zien, waar een ster uit geboren wordt. 2. Rode reus Sommige sterren komen spectaculair aan hun eind: ze worden door enorme explosies uiteengerukt. Andere sterren ondergaan minder heftige gebeurtenissen; ze doven in de loop van miljoenen jaren langzaam uit. De levensduur van een ster hangt af van de massa, en ook van de positie op de hoofdreeks.*(zie bijlage voor uitleg) Zwakke sterren ontwikkelen zich zo langzaam dat de hoofdreeks pas na 200 miljard jaar verlaten. De zon doet dat na ongeveer 10 miljard jaar en een ster die vijf keer zo zwaar als de zon is beweegt zich na zeventig miljoen jaar van de hoofdreeks af. Wanneer een ster als de zon zich van de hoofdreeks af beweegt, zet ze uit totdat ze ongeveer vijftig maal zo groot is als ervoor. De ster wordt roder en koeler maar doordat de omvang toeneemt, wordt de ster ook helderder. Daardoor beweegt ze naar boven en zwelt op tot een rode reus. Als de massa heel groot is wordt het een superreus. De reden dat ze zo worden genoemd is vanwege hun enorme omvang. Nadat de ster een rode reus is geworden krimpt de kern ineen en neemt de temperatuur verder toe. Als de temperatuur tot 100 miljoen K is opgelopen vinden er weer nieuwe kernreacties plaats. De buitendelen van de ster krimpen weer in en de ster is niet langer een rode reus. De ster begint nu aan haar laatste fase. De productie van energie neemt af en de ster krimpt in. Maar het binnenste van de ster begint opnieuw op te zwellen, en voor korte tijd wordt ze opnieuw een rode reus. Ten slotte worden de buitenlagen van de ster weggeblazen. Deze vormen een zogenaamde planetaire nevel. Dit wordt zo genoemd omdat hij er in een telescoop uitziet als een wazig schijfje. Daarna krimpt de ster in en wat overblijft, is een supercompacte kern. Die kern ligt bloot en is zo heet dat ze wit licht uitstraalt. De ster eindigt als een witte dwerg die steeds koeler en zwakker wordt. 3. Witte dwerg Een witte dwerg is ongeveer half zo zwaar als de zon, maar net zo klein als de aarde. Witte dwergen produceren zelf geen energie meer, ze koelen alleen nog maar af door straling uit te zenden. De temperatuur en helderheid van de witte dwerg nemen af. Maar dit gaat heel erg langzaam. Het gaat zo langzaam dat de witte dwergen die in het begin van het leven van onze melkweg zijn gevormd nog steeds te zien zijn, maar dan moeten ze wel redelijk dicht bij de aarde staan. Het uitdoven van een witte dwerg duurt lang: het duurt ongeveer 10 miljard jaar voordat het restant zo koel is geworden dat we het niet meer kunnen zien. De ingewikkelde levensloop van sterren wordt bepaald door kernreacties. Een hulpmiddel bij het Pagina 2 van 6

3 beschrijven van de ontwikkeling van een ster is het Hertzsprung-Russell-diagram, of HR-diagram. Het is een soort plattegrond van de wijze waarop sterren zich ontwikkelen. In dit diagram wordt de lichtkracht uitgezet tegen de temperatuur. De diagonale band van sterren die van linksboven tot rechtsonder loopt, wordt hoofdreeks genoemd. Hier bevinden zich de meeste sterren in. main sequence = hoofdreeks Sommige sterren vallen niet op de hoofdreeks. Dat zijn aparte gevallen zoals de witte dwergen en rode reuzen. De sterren links in het diagram zijn blauw omdat ze warm zijn, terwijl ze rechts rood en dus koud zijn. De sterren rechtsboven worden rode reuzen genoemd: hoewel ze koel en rood van kleur zijn, zijn ze bijzonder helder, omdat ze erg groot zijn. Sterren onderaan, de witte dwergen, zijn erg warm, maar niet erg helder, doordat ze klein zijn. Dit diagram werd door de Deen Ejnar Hertzsprung en de Amerikaan Norris Russell onafhankelijk van elkaar ontwikkeld. 4. Supernova In de vorige hoofdstukken staat hoe een ster tot z n einde komt. Eerst wordt de ster een rode reus en daarna een witte dwerg. Dit gebeurt bij sterren die minder dan acht maal zo groot als de zon zijn. Dat is ster type 1. Er is ook een ster type 2, dat zijn sterren die groter dan acht maal de zon en gaan anders dood. Nadat er koolstof is gevormd trekt de kern van de ster verder samen en wordt nog heter waardoor koolstof verder omgezet kan worden in zwaardere elementen, tot er uiteindelijk ijzer wordt gemaakt. De buitenste laag van de ster bestaat nog steeds uit waterstof. Als het ijzer zou worden omgezet in nog zwaardere elementen zou dat alleen maar energie kosten in plaats van opleveren. Daarom stopt plotseling de verbranding. De kern kan daarna de druk van de buitenste laag niet meer aan en de zwaartekracht wint. De ster stort in elkaar en de materie valt te pletter op de kern en stuit in een explosie weer terug. Zo n supernova is meer dan 100 keer helderder dan de zon. Wat na zo n explosie overblijft is een neutronenster of een zwart gat. Daaromheen blijft nog een gasnevel over, supernovarest genaamd. Supernovaresten bevatten verschillende soorten elementen, van waterstof en helium tot krypton en platina. Vanuit zo n supernovarest worden veel nieuwe sterren en planeten gevormd. De eerste waarnemingen van zo n supernova waren waarschijnlijk al 2000 jaar geleden door de Chinezen. In de 1000 jaar daarna zijn er nog maar 5 meer explosies waargenomen. Nu zijn er al veel meer ontdenkt, want er wordt nu veel uitgebreider naar gezocht. In de laatste 1000 jaar zijn er 4 supernova s waargenomen in ons melkwegstelsel. De SN1006, De Krab (SN 1054), Tycho (SN1572) en Kepler(SN1604) 6. Op dit plaatje zie je wat er over is van de supernova van De Krab, dit heet De Krabnevel. 7. Op dit plaatje is de Supernova SN1987A te zien. Deze op 24 februari 1987 ontdenkt en was zelfs een aantal maanden met het blote oog te zien. De explosie heeft zich eigenlijk jaar geleden Pagina 3 van 6

4 voorgedaan, zolang was het licht onderweg. 5. Neutronensterren Een neutronenster is een compacte bol waarbij alle elektronen samensmelten met de atoomkern tot neutronen. Neutronensterren zijn moeilijk waarneembaar, behalve wanneer ze bundels van radio en röntgenstraling uitzenden. De ontsnappingsnelheid van een neutronenster is nog geen per seconde, daardoor kan hij nog wel straling uitzenden. Neutronen draaien snel rond en zijn alleen te zien als de aarde zich toevallig in de lichtbaan bevind. In 1967 werd er voor het eerst een neutronenster waargenomen en inmiddels zijn er al meer dan duizend bekend in ons eigen melkwegstelsel. Een neutronenster is ongeveer anderhalf keer zo zwaar als de zon. De dichtheid is onvoorstelbaar groot: net zo groot als de massa van alle mensen op de aarde in één kubieke centimeter. Daardoor heeft een neutronenster maar een straal van ongeveer 10 kilometer. 6. Zwarte gaten Zwarte gaten zijn waarschijnlijk de meest mysterieuze objecten in het heelal. De zwaartekracht van een zwart gat is zo sterk dat je sneller moet bewegen om te kunnen ontsnappen. Omdat lichtsnelheid de hoogst mogelijke snelheid is, kan niets ontsnappen. Er verdwijnt van alles in, maar er komt nooit meer iets uit te voorschijn. Doordat de ontsnappingssnelheid van een zwart gat groter is dan de lichtsnelheid, kan het ook geen licht of andere elektromagnetische straling uitzenden, daarom is een zwart gat onzichtbaar. Maar hoe kan er zo n zwaartekrachtsveld ontstaan dat zo sterk is dat er zelfs geen licht meer uit kan ontsnappen? Als je een bolletje van een centimeter hebt dat maar enkele tientallen grammen weegt is er maar een klein zwaartekrachtsveld. Als je een berg zoals de Mount Everest zou samenpersen tot het volume van datzelfde bolletje dan is de massa ongeveer 1 miljard ton, dan zou het een zwaartekrachtsveld van het bolletje een stuk sterker zijn. Toch zou de ontsnappingssnelheid van dat bolletje maar zo n honderd meter per seconde zijn. Zou het lukken om de hele aarde in dat bolletje van een centimeter te persen, dan is de ontsnappingssnelheid groter dan kilometer per seconde. Dan is er dus een zwart gat ontstaan. Bij nog grotere hemellichamen zoals de zon ontstaat er al een zwart gat wanneer de afmetingen kleiner zijn dan een kilometer of drie. Het onbegrijpelijke van een zwart gat is, dat het geen oppervlakte heeft. De materie is zo sterk samengeperst, dat niets meer weerstand kan bieden tegen de zwaartekracht. De materie stort onder haar eigen gewicht ineen tot één zo n beetje onmetelijk klein punt met een oneindige hoge dichtheid, wat soms ook wel puntmassa wordt genoemd. Ook al heeft een puntmassa eigenlijk geen afmetingen en geen oppervlakte, dan zou het als de zon wordt samengeperst tot een zwart gat en instort tot een dimensieloos punt, het toch een straal hebben van Pagina 4 van 6

5 ongeveer anderhalve kilometer. Maar omdat zwarte gaten dus geen oppervlakte hebben, spreekt men van een horizon. Zo n horizon is eigenlijk een soort van begrenzing van een zwart gat. Want op een anderhalve kilometer afstand van het middelpunt is de ontsnappingssnelheid gelijk aan de lichtsnelheid. Hoe groter de massa van een zwart gat is hoe groter de straal van de horizon. In sommige sterrenstelsels bevinden zich zwarte gaten die afmetingen hebben van tientallen miljoenen kilometers. Volgens wetenschappers zouden er in ons eigen melkwegstelsel talloze zwarte gaten moeten voorkomen. Gelukkig zijn ze pas gevaarlijk als je er recht op af beweegt. Ook al zijn zwarte gaten onzichtbaar, ze kunnen toch worden opgespoord. Een zwart gat kan je ontdekken door zijn sterke zwaartekrachtsveld. Zo zijn er veel zwarte gaten in dubbelstersystemen (twee sterren bij elkaar) ontdekt. Als er bij één van de twee sterren een zwart gat ontstaat, zuigt die het gas op van de andere ster. Het gas hoopt zich dan op in een platte ronddraaiende schijf rondom het zwarte gat, die accretieschijf wordt genoemd. Vanuit die accretieschijf gaat het gas met een spiraalvorm naar binnen, wat daarna voorgoed achter de horizon verdwijnt. Voordat dat gebeurd zendt het gas in de accretieschijf grote hoeveelheden röntgenstraling uit. Daardoor zijn er in de afgelopen decennia vele tientallen röntgendubbelsterren ontdekt. Ook superzware zwarte gaten in de kernen van sterrenstelsels zijn alleen op een indirecte manier waarneembaar. Daarbij gaat het om zwarte gaten die vele miljoenen of zelfs honderden miljoenen keren zo zwaar zijn als de zon. Ze verraden hun aanwezigheid doordat de sterren in het centrum van het stelsel enorm dicht bij elkaar staan en met een zeer hoge snelheid bewegen. Dat valt alleen te verklaren wanneer er een extreem hoge hoeveelheid materie is samengepakt in een relatief klein volume. Bij andere stelsels verdwijnen er grote hoeveelheden gas en soms zelfs complete sterren in het centrale zwarte gat. Zulke zwarte gaten worden omgeven door accretieschijven en produceren ook grote hoeveelheden radio- en röntgenstraling. Er wordt veel onderzoek gedaan naar zwarte gaten, zowel in ons eigen melkwegstelsel als in heel veel andere sterrenstelsels. Met röntgentelescopen kunnen sterrenkundigen veel te weten komen over het gedrag van de materie in de onmiddellijke omgeving van een zwart gat, maar wat er achter de horizon plaats vindt blijft een raadsel. Sommige wetenschappers denken dat zwarte gaten via vierdimensionale wormgaten in het heelal in contact staan met witte gaten op compleet andere plaatsen in ruimte en tijd. Wat hier dan in een zwart gat verdwijnt, zou dan op een ander moment en op een heel andere plaats zomaar uit het niets te voorschijn kunnen komen. Conclusie Hoe is de levensloop van een ster, in dit werkstuk kon je lezen dat sterren ontstaan uit gas- en stofwolken (1). De deeltjes uit zo n wolk gaan steeds dichter op elkaar zitten tot er uiteindelijk een explosie ontstaat. Zo ontstaat er een ster die het grootste deel van zijn leven waterstofatomen fuseert tot heliumatomen (2). Als die waterstofatomen opraken zwelt de ster op tot een rode reus (3). De ster kan daarna op twee manieren eindigen. De eerste manier vindt plaats bij sterren met minder dan acht maal de massa van de Pagina 5 van 6

6 zon. Nadat de ster een rode reus is geworden, stoot ze haar buitenste lagen af, en blijft er uiteindelijk alleen nog maar een witte dwerg over (5). De tweede manier vindt plaats bij sterren die groter zijn dan acht maal keer de massa van de zon. De ster wordt een superrode reus en fuseert koolstof om tot nog zwaardere elementen tot uiteindelijk ijzer (6). Daarna stopt het proces en door de zwaartekracht stort de kern in elkaar en ontstaat er een supernovaexplosie(8). Wat er na zo n explosie overblijft is een neutronenster of een zwart gat. Neutronensterren zijn kleine bollen met een ontzettend hoge massa die radio- en röntgenstraling uitzenden (9). Zwarte gaten zijn onzichtbaar en hebben zo n grote zwaartekracht dat je sneller dan het licht moet bewegen om te kunnen ontsnappen. Ze zij misschien wel de meest mysterieuste objecten in het heelal (10). Literatuurlijst Schilling, Govert, De kosmos in een notendop, 1e druk,prometheus, 2001 De Groot, Edward P, Ontdenk de sterrenhemel, 1e druk, De Groot, 2002 Kaler, James B, Kosmische wolken, 1e druk, Segment, 1998 Ellen Phillips, De grenzen van de tijd, 1e druk, Time-life boeken, 1991 Encarta-encyclopdie 2002, winkler Prins Pagina 6 van 6