Wetenschappelijk Onderzoeksverslag Module 3

Wetenschappelijk onderzoeksverslag
ANW Module 3: Heelal
Samenstelling van sterren
De leeftijd van de zon
Joost Bus
Erik Hernaamt
Kenji van Keeken
Ruben Stollman
V5 ANW
Dhr. ing. Neiss
05-11-2014
1
Inhoudsopgave
Titelpagina
p. 1
Inhoudsopgave
p. 2
Voorwoord
p. 3
Inleiding - Onderzoeksverloop
p. 4
Inleiding - De leeftijd van de zon
p. 5
Materiaal en methode
p. 6
Bronvermelding
p. 7
2
Voorwoord
Voor ANW moesten wij (Ruben, Joost, Erik en Kenji) een onderzoek gaan doen over het
heelal. Omdat het heelal nogal moeilijk te bestuderen is vanuit de aarde is het een lastige
opgave om een goed onderzoek uit te voeren, want we zullen hoogstwaarschijnlijk geen
antwoord krijgen op onze vragen. Om ons zoekgebied wat te beperken kregen we 2 thema’s
waar we uit konden kiezen. De afstanden in het heelal of de samenstelling van sterren. Wij
hebben voor de samenstelling van sterren gekozen, want dit leek ons een breder onderwerp
waar we dieper op in konden gaan. Verder vonden we dit interessanter dan afstanden, mede
omdat het dus een breder onderwerp is waar je meer je eigen gang kunt gaan en niet binnen
bepaalde grenzen moet blijven.
3
Inleiding
Onderzoeksverloop
Ons onderzoek startte met een aantal vage ideeën. We kwamen in het begin uit op
kosmochemie dat overging in nucleosynthese en de samenstelling van de zon dat overging
in kernfusie (PGO’s 1, 2, 3 en 6). Al snel bleek dat deze onderwerpen erg moeilijk waren,
dus we hadden iets nieuws en beters nodig.
Na een tijdje zoeken vonden we artikelen over bijvoorbeeld supernova’s en rode reuzen
(PGO’s 4 en 5). Dit bracht ons uiteindelijk tot een artikel over de levenscyclus van een ster
(PGO 8); een goed onderwerp voor ons onderzoek. De PGO-modellen die hierop volgen (9
t/m 11) hebben allemaal te maken met deze levenscyclus.
Sterren kunnen in twee categorieën worden onderverdeeld: lichte en zware sterren. De
levenscyclus van deze soorten is verschillend.
Een lichte ster wordt gevormd in moleculaire wolken. Deze wolken bestaan hoofdzakelijk uit
moleculair waterstof. Elk gasdeeltje in zo’n wolk trekt andere deeltjes in haar omgeving aan
waardoor een deel van de gaswolk samentrekt tot een gasbol. Doordat deze deeltjes steeds
dichter op elkaar gaan zitten stijgt de temperatuur. Als de temperatuur in het centrum de 10
miljoen Kelvin overschrijdt, ontstaan er kernreacties (waterstofdeeltjes worden omgevormd
tot heliumdeeltjes). De uit kernreacties geproduceerde energie zorgt er tevens voor dat de
gasbol niet verder inkrimpt.
Na verloop van tijd raakt de waterstofvoorraad op. De kern krimpt en de kernreacties zetten
zich voort in een schil rondom de kern waar nog voldoende waterstof is. De buitenlagen
zwellen geleidelijk op en de ster verandert in een rode reus (PGO 5). Ondertussen stijgt de
temperatuur in de kern. Wanneer de temperatuur in de kern de 100 miljoen Kelvin heeft
bereikt ontstaan er nieuwe kernreacties waarbij helium wordt omgezet in koolstof.
Na de vorming van koolstof in de kern, volgt opnieuw een fase van kernfusie in de schillen
rondom de kern. Deze keer ondergaan naburige helium- en waterstoflagen afwisselend
kernfusiereacties wat leidt tot een zeer onstabiele toestand waarbij de ster periodiek uitzet en
terug inkrimpt.
Uiteindelijk zullen de buitenlagen van de ster worden weggeblazen waardoor een planetaire
nevel wordt gevormd.
Wat er van de ster overblijft is de kern. De kern bestaat voor een groot deel uit de totale
massa van de oorspronkelijke ster, maar omdat ze zo sterk is samengetrokken is zij vaak
kleiner dan de Aarde.
Dit noemen we een witte dwerg (PGO 9). Uiteindelijk zal zij uitdoven totdat we het niet meer
kunnen waarnemen.
Een zware ster wordt op dezelfde manier gevormd als een lichte ster.
Deze zwarte sterren (met een zonsmassa van twee of meer) stoppen niet met hun fusie bij
koolstof. De atomen binnenin de ster fuseren hierna verder tot silicium. Tijdens dit proces is
de ster een blauwe superreus (PGO 10) of een rode superreus. Vervolgens fuseert ze verder
tot ijzer. Hierna houdt het op. IJzerfusie kost energie en is dus geen energiebron. Op het
moment dat het ijzer het stermateriaal domineert, implodeert de kern van de ster.
Hierdoor ontstaat een supernova (PGO 4). De implodeerde kern vormt een neutronenster.
Neutronensterren zijn nog compacter dan witte dwergen.
Het restant van een ster met een zonsmassa van acht of meer kan nog compacter worden.
Zo compact, dat zelfs licht er niet uit kan ontsnappen.
Er ontstaat een zwart gat (PGO 11)
4
Inleiding
Hoe oud is de zon?
De zon is het centrum van ons zonnestelsel. Het is, vanaf de aarde, de
dichtstbijzijnde ster met een afstand van
De zon is een gele dwergster. Een gele dwergster is een ster met een
spectraalklasse van G2V, waarbij G een indicatie is van de effectieve
temperatuur (5.300 K tot 6.000 K) en V de lichtkrachtklasse (dwergster) aangeeft. De
zon is dus niet groot vergeleken met andere sterren. Een gele dwerg heeft een
levensduur van 10 miljard jaar.
Als de gele dwergster alle waterstof in de kern in helium heeft omgezet wordt hij
groot en rood, een rode reus. In dit stadium fuseert helium tot koolstof waaruit een
reactie volgt waarbij zuurstof gevormd wordt. Uiteindelijk worden de buitenste
schillen afgestoten als planetaire nevel, en de ster eindigt zijn leven als witte dwerg.
De temperatuur van een jonge witte dwerg is hoog: ongeveer 100.000 K, waarbij hij
heel langzaam afkoelt tot een zwarte dwerg.
Wij gaan onderzoeken hoe oud de zon is.
Onderzoeksvraag
Hoe oud is de zon?
Hypothese
Wij denken dat de zon ongeveer op de helft van haar leven zit. Ongeveer 5 miljard
jaar is. Omdat, in de zon, alleen waterstof omgezet in helium, dit gebeurt in het begin
van de sterrencyclus. De zon is dus nog vrij jong en zal nog uitdijen.
Daarnaast hebben wij deze hypothese gebaseerd op betrouwbare bronnen zoals de
NASA en Wikipedia.
5
Materiaal en methode
Om te onderzoeken hoe oud de zon is moeten we eerst de samenstelling van de zon
bepalen. Deze kunnen we bepalen door middel van spectroscopie, een manier
waarbij het licht dat van de zon afkomt wordt gesplitst in een prisma en de lichtstralen
worden gebroken in het spectrum van kleuren. Elke stof weerkaatst licht op een
andere manier en op deze manier kun je door te zien welke kleuren er ontbreken
ontdekken welke elementen aanwezig zijn in de zon.
Als we dit vanaf de aarde zouden doen, zou er ook nog licht worden gebroken door
de atmosfeer en zou onze meting onnauwkeurig zijn. Om dit te voorkomen gaan we
onze metingen doen vanaf een satelliet. Aangezien een satelliet in een baan om de
aarde brengen gigantisch duur is zouden wij de metingen doen vanaf het
International Space Station, omdat deze al in een baan rond de aarde is.
Het materiaal om deze metingen te verrichten brengen we naar het
ISS met de eerstvolgende missie voor onderhoud. De missie op 28 maart 2015 leek
ons zeer geschikt omdat het een grotere expeditie betreft. Door met een organisatie
als bijvoorbeeld de ESA, het European Space Agency, samen te werken zouden we
zelf niet de ruimte in hoeven om ons onderzoek te doen maar zouden we de
metingen naar de chemische samenstelling van de zon door een reeds aanwezige
wetenschapper in het ISS laten doen.
Met de data die we op deze manier verzameld hebben kunnen we de leeftijd van de
zon berekenen door te kijken naar hoe snel de fusie van waterstof verloopt en
hoeveel helium er gevormd is. Er vanuit gaande dat de zon tijdens zijn ontstaan voor
bijna 100% uit waterstof bestond kunnen we berekenen hoelang de reactie heeft
moeten plaatsvinden om het huidige percentage helium gevormd te hebben.
Het materiaal nodig voor dit onderzoek:
 Een satelliet, in dit geval het ISS
 Een Spectroscoop
 Een computer om het licht uit de spectroscoop te analyseren
 Een zeer groot budget
 Raket om het materiaal naar het ISS te brengen
6
Bronnenvermelding
Artikel 1: ‘Wat betekent kosmochemie?’
http://hemel.waarnemen.com/FAQ/Sterren/006.html
Artikel 2: ‘Wat is de samenstelling van de zon?’
http://www.kuuke.nl/wp/zonnestelsel/de-zon-2/wat-is-de-samenstelling-van-de-zon/
Artikel 3: ‘Nucleosynthese’
http://nl.wikipedia.org/wiki/Nucleosynthese
Artikel 4: ‘Supernova’
http://www.sterrenkunde.nl/index/encyclopedie/supernova.html
Artikel 5: ‘Wat is een rode reus?’
http://wibnet.nl/heelal/astronomie/wat-is-een-rode-reus
Artikel 6: ‘Hoe werkt kernfusie?’
http://wetenschap.infonu.nl/natuurkunde/35078-hoe-werkt-kernfusie.html
Artikel 7: ‘Wat zijn diffuse nevels?’
http://www.astroforum.nl/astrowiki/index.php/Diffuse_nevels
Artikel 8: ‘De levenscyclus van een ster’
http://onszonnestelsel.nl/de-levenscyclus-van-een-ster/
Artikel 9: ‘Witte dwergen’
http://www.spacepage.be/artikelen/het-heelal/objecten/sterren/witte-dwergen
Artikel 10: ‘Superreus’
http://nl.wikipedia.org/wiki/Superreus
Artikel 11: ‘Wat is een zwart gat?’
https://www.heel.al/2014/02/06/wat-is-een-zwart-gat/
Artikel 12: ‘Samenstelling sterren’
http://www.wetenschapsforum.nl/index.php/topic/187445-samenstelling-sterren/
7
Onbekend. Sun. Op: en.wikipedia.org/wiki/Sun, Geraadpleegd op: 4-112014
Onbekend. Gele dwerg. Op: nl.wikipedia.org/wiki/Gele_dwerg, Geraadpleegd
op: 4-11-2014
Onbekend. Introduction to spectroscopy. Op: http://imagine.gsfc.nasa.gov/docs/
teachers/lessons/xray_spectra/background-spectroscopy.html
Geraadpleegd op: 3-11-2014
8