Sterrenkunde Documenta PDF

Uit waarnemingen blijkt dat elke ster unieke eigenschappen heeft qua helderheid en kleur. Die eigenschappen worden gebruikt in het **Hertzsprung-Russelldiagram** om sterren in te delen. In dat diagram wordt de oppervlaktetemperatuur van een ster weergegeven op de horizontale as. Die temperatuur bepa...

Uit waarnemingen blijkt dat elke ster unieke eigenschappen heeft qua helderheid en kleur. Die eigenschappen worden gebruikt in het **Hertzsprung-Russelldiagram** om sterren in te delen. In dat diagram wordt de oppervlaktetemperatuur van een ster weergegeven op de horizontale as. Die temperatuur bepaalt de kleur van de ster. Op de verticale as wordt de absolute helderheid van de ster aangegeven. Daarbij wordt de helderheid van andere sterren vergeleken met die van de zon, waarvan de helderheid 1 is en als referentie dient. Ongeveer 90 % van de sterren bevindt zich in de hoofdreeks, een brede diagonale strook in het diagram. In de hoofdreeks is er een direct verband tussen temperatuur en helderheid. **Blauwe reuzen** zijn bijvoorbeeld heel helder en heet, terwijl **rode dwergen** koeler zijn en lichtzwak. Onze zon, die ook een ster is, bevindt zich ergens in het midden van de hoofdreeks. Bij sterren die zich buiten de hoofdreeks bevinden, is vooral de grootte bepalend voor de helderheid. Dit omvat onder andere heel heldere superreuzen en heldere **rode reuzen**. Beide typen sterren zijn relatief koel. De **witte dwergen** zijn heet, maar lichtzwak. De levensloop van een ster kan worden samengevat in de volgende stappen: **1** Eerst zijn er enorm grote gaswolken van waterstof, de kraamklinieken voor sterren, bijvoorbeeld de Pillars of creation. **2** De materie in de gaswolk trekt samen door de zwaartekracht. Daardoor stijgen de temperatuur en de druk en stort de gaswolk in. Dat leidt tot de vorming van een protoster en protoplaneten. Dat proces kan tot wel 10 miljoen jaar duren, tot de temperatuur en druk zo hoog zijn dat waterstof in helium wordt omgezet. **3** Bij die fusie gaat een beetje massa verloren, die wordt omgezet in zeer veel energie (E = mc^2^). Zo komt o.a. lichtstraling vrij vanuit het centrum. Wanneer dat licht door het oppervlak dringt, wordt de ster geboren. **LICHTE STERREN (zoals de zon)** **4** Er is een lichte ster geboren. Lichte sterren zoals onze zon kunnen gedurende ongeveer 10 miljard jaar de toestand van kernfusie volhouden, tot het moment dat al hun waterstof is omgezet in helium. Aangezien de zon ongeveer 5 miljard jaar oud is, bevinden we ons nu ongeveer halfweg haar levensduur. **5 **Wanneer de waterstof in de kern van een lichte ster zoals de zon op raakt, stopt de energieproductie en zwelt de ster op tot wel honderd keer zijn oorspronkelijke grootte. Daarbij daalt de temperatuur en wordt de ster een** rode reus**. **6** De buitenste schillen van de ster worden weggeblazen en er ontstaat een **planetaire nevel**. **7** De rest stort in tot een kleine bol met hoge dichtheid, de oorspronkelijke kern van de ster, bekend als een **witte dwerg**, die uiteindelijk ook zal verdwijnen.\ **8** Er is een zware ster geboren. Een zware ster heeft een heel hoge massa en blijft in het centrum alsmaar zwaardere elementen maken (tot element Fe). **9 **Wanneer het kernfusieproces stopt (Fe vraagt energie i.p.v. er te leveren), valt de interne druk weg. De zwaartekracht wint, waardoor het centrum instort. **10** Dat gaat gepaard met een enorme explosie, een lichtflits genaamd supernova. **11 **Het restant van de ster evolueert uiteindelijk tot een neutronenster of, in het geval van nog meer massa, tot een zwart gat De meest gangbare verklaring voor de oorsprong van het heelal is de **Big Bang** of **oerknaltheorie**, ontwikkeld door Lemaître en Hubble. Die theorie stelt dat het huidige heelal ongeveer 13,8 miljard jaar geleden ontstond vanuit een minuscuul puntje, dat bekend staat als **singulariteit**. Dat punt had een extreem hoge straling, temperatuur en druk, en bevatte alle materie die er bestaat. Het heelal was vergelijkbaar met een belletje, kleiner dan een speldenkop, maar heter en zwaarder dan we ons kunnen voorstellen. **HET VERLEDEN** **1** Doordat de druk en de temperatuur toenamen in het puntje waar alle materie was samengeperst, vond er een gigantische explosie plaats die bekend staat als de oerknal. Daardoor maakte het heelal direct na de oerknal een fase van exponentiële uitbreiding door. Gedurende dit minuscule tijdsinterval zou het heelal tussen de 10^30^ en 10^100^ keer zo groot zijn geworden. **2** Tijdens de expansie werden deeltjes alle richtingen uit gezonden, waardoor het heelal veranderde in een ziedend hete soep van elektronen en andere deeltjes. **3** Naarmate het heelal uitbreidde, nam de temperatuur af. In minder dan 1 seconde werden protonen en neutronen (bouwstenen van atomen) gevormd uit de allerkleinste deeltjes. Het heelal was nog steeds te heet om atomen te vormen, waardoor geladen elektronen en protonen verhinderden dat er licht kon schijnen. Het heelal was een superhete mist, een grote ondoorzichtige vuurbal.\ **4** Ongeveer 100 seconden na de oerknal was de temperatuur voldoende gedaald zodat de eerste atoomkernen konden ontstaan. Het duurde 380 000 jaar voordat elektronen in banen rond kernen draaiden en de eerste atomen vormden. Vanaf dan kon er licht ontsnappen: het heelal werd transparant.\ **5** Zwaartekracht zorgde ervoor dat waterstof en helium zich tot gigantische wolken vormden, nevels genaamd, waarin sterren en sterrenstelsels ontstonden.\ **6** De oudst waargenomen sterrenstelsels werden ongeveer 500 miljoen jaar na de oerknal gevormd. De James Webb-telescoop heeft daarvan de recentste beelden gemaakt. Ook ons Melkwegstelsel is in die tijd ontstaan.\ **7** Terwijl sterrenstelsels zich groepeerden onder invloed van de zwaartekracht, stierven de eerste sterren in een gas- en stofwolk en stootten daarbij zware elementen zoals ijzer, koolstof en aluminium de ruimte in. Dat zorgde voor een enorme aanmaak van nieuwe sterren.\ **8** Ongeveer 9 miljard jaar na de oerknal begon de expansie van het heelal te versnellen.\ **9 **Ons zonnestelsel en de aarde ontstonden 9,2 miljard jaar na de oerknal, ongeveer 4,6 miljard jaar geleden. **HEDEN**\ Sinds de oerknal is er 13,8 miljard jaar verstreken. **DE TOEKOMST**\ **10 **Over ongeveer 5 miljard jaar zullen de Andromedanevel en het Melkwegstelsel fusioneren. Vervolgens zal over 6 miljard jaar (ongeveer 20 miljard jaar na de oerknal) onze zon uitzetten of opzwellen. Ons zonnestelsel zal uiteindelijk een stof- en gasnevel vormen.\ **11** Wanneer sterren aan het einde van hun leven komen, stoten ze een groot deel van hun materie af in stof- en gasnevels, de kraamkamers voor nieuwe sterren. Afhankelijk van de oorspronkelijke grootte van een ster, krimpt de rest tot een witte dwerg, neutronenster of zwart gat.\ **12** Door de enorme expansie van het heelal worden de brokstukken en gassen van de sterren steeds verder uit elkaar gedreven.\ **13** Over 1 000 miljard jaar zullen de laatste sterren uiteendrijven.\ **14 **De gassen van de sterren zijn in het expanderende heelal zo verspreid dat ze niet meer samentrekken tot sterren of planeten.\ **15** Het heelal is een uitgestrekte en uiterst koude ruimte zonder sterren of planeten. Wetenschappers zijn het nog niet helemaal eens over hoe het heelal verder zal evolueren. Die evolutie is afhankelijk van de aanwezigheid van al dan niet voldoende gekende materie, donkere materie en donkere energie, dus voldoende of onvoldoende zwaartekracht tussen de materie onderling. Het gesloten heelal of de **Big Crunch**: Als er genoeg materie aanwezig is, kan de zwaartekracht uiteindelijk de overhand krijgen en de uitdijing van het heelal stoppen. Het heelal zou dan beginnen krimpen en sterren, planeten en sterrenstelsels zouden op elkaar botsen. Wanneer alle materie zich weer in één punt concentreert, kan het opnieuw tot een oerknal komen, waarna het hele proces zich herhaalt. We spreken in dat geval over een cyclisch heelal. Het vlakke of statische heelal: Het heelal zou steeds langzamer uitdijen tot de uitdijing stopt (het heelalgroeit dan niet meer en krimpt ook niet) en het volume constant blijft. Het open heelal: De meest waarschijnlijke theorie op basis van recente waarnemingen is dat er niet genoeg materie aanwezig is om de zwaartekracht te overwinnen en de uitdijing te stoppen. Dat leidt tot het scenario van het **uitdijende heelal**. Er zijn twee mogelijkheden:\ - Bij de **Big Chill** gebeurt de expansie lineair, de uitdijing blijft dus aan hetzelfde tempo verdergaan.\ - De **Big Rip** is de theorie waarbij de uitdijing van het heelal versnelt en het heelal uiteindelijk uiteenvalt. Ongeveer 380 000 jaar na de oerknal begonnen de eerste atomen, voornamelijk waterstof en in mindere mate helium, zich te vormen. Als gevolg daarvan werd de ruimte doorzichtig en ontkoppelde de straling zich van materie. Straling en licht verplaatsten zich zo goed als ongehinderd door de ruimte met de snelheid van het licht (300 000 km/s).  De hemel straalt in alle richtingen microgolfstraling uit. Opmerkelijk is dat die straling heel gelijkmatig over de hemel is verdeeld en nauwkeurig overeenkomt met de straling van een object met een temperatuur van 2,73 K (-270,42 °C). Bij het absolute nulpunt, 0 K, zou er geen energie-uitstraling meer zijn. Als gevolg van de uitdijing van het heelal neemt de intensiteit van de straling af. De kosmologische roodverschuiving zorgt ervoor dat wat oorspronkelijk uv, infrarood en zichtbaar licht waren, ons nu als microgolven bereikt. Fig. 1.68 Samenstelling heelal Figuur 1.67 toont de minimale temperatuurverschillen in het jonge heelal. Hoe roder, hoe warmer en hoe blauwer, hoe koeler. De waarnemingen hebben een resolutie van 1 miljoenste graad. Dit onderzoek leerde ons ook dat het heelal is samengesteld uit 4,9 % gewone (gekende) materie, 26,8 % donkere materie en 68,3 % donkere energie. Tijdens onderzoek van het zichtbare spectrum van sterren (zie fig. 1.17), ontdekte men dat de fraunhoferlijnen niet exact op hun verwachte plaats bleven. Ze vertoonden een lichte verschuiving naar de rode of blauwe kant van het spectrum. Fig. 1.71 De roodverschuivingAls gevolg van het **Dopplereffect **ontstaat de eenvoudigste vorm van rood- en blauwverschuiving: - Roodverschuiving: De lichtbron gaat steeds verder weg van de waarnemer. De gemeten golflengte van het licht wordt langer en de frequentie lager. De fraunhoferlijnen verschuiven in de richting van het rood. - Blauwverschuiving: De lichtbron komt steeds dichter bij de waarnemer. De gemeten golflengte van het licht wordt korter en de frequentie hoger. De fraunhoferlijnen verschuiven in de richting van het blauw. - Geen verschuiving: De afstand tussen waarnemer en lichtbron blijft constant. Via deze methode heeft men de expansie van het heelal gemeten. Fig. 1.72 Het Dopplereffect Fig. 1.73 De roodverschuiving Een vergelijkbaar fenomeen doet zich voor bij geluidsgolven. Als een ziekenwagen naar je toe rijdt, worden de geluidsgolven samengeperst en hoor je de sirene als een hogere toon. Als de ziekenwagen van je wegrijdt, rekken de geluidsgolven uit en hoor je een lagere toon. Met sterren gebeurt ook zoiets: in het licht zit informatie die laat zien of sterren(stelsels) naar ons toekomen of van ons weggaan. Edwin Hubble, de astronoom naar wie de Hubble-telescoop vernoemd is (zie p. 17), was de eerste die het fenomeen van roodverschuiving beschreef en het in verband bracht met de uitdijing van het heelal. In 1929 toonden zijn waarnemingen aan dat bijna alle sterrenstelsels zich van ons weg bewegen. Dat inzicht kwam ook van pas bij de studie van de onderlinge bewegingen van sterren. Door de uitdijing van het heelal bewegen sterrenstelsels die ver van ons verwijderd zijn zich van ons weg. Hoe groter de afstand, hoe groter de vluchtsnelheid is. Als je van een groot aantal stelsels de vluchtsnelheid en de afstand kent, kun je uitrekenen wanneer de oerknal plaatsvond. De verhouding tussen vluchtsnelheid en afstand wordt de Hubbleconstante genoemd. Op basis van deze bevindingen kunnen we voorspellen dat het Melkwegstelsel en de Andromedanevel over ongeveer 4,5 miljard jaar zullen fusioneren.