Ster in een doos De levenscyclus van sterren

Ster in een doos De levenscyclus van sterren verkennen

Uitleg bij deze presentatie Witte slides geven het begin van een sectie aan en zijn verborgen in de presentatie. Laat de overige slides zien of verberg ze, afhankelijk van welk niveau gewenst is. Ruwe aanduiding van de niveaus: • Beginner: 11 -14 jaar (onderbouw middelbare school) • Gemiddeld: 14 -16 jaar (middelbare school) • Gevorderd: 16 -19 jaar (bovenbouw middelbare school)

Introductie Basisbegrippen van wat sterren zijn en hoe we ze waarnemen. Niveau: Beginner +

Wat is een ster? • Een bol van gas, voornamelijk waterstof en helium. • De kern is zo heet en dicht dat er kernfusie kan plaatsvinden. • Bij de fusie worden lichtere elementen in zwaardere omgezet.

Elke ster is anders • Alle sterren aan de nachtelijke hemel zijn verschillend • Helderheid: – Geeft ons een idee hoe groot de lichtkracht van een ster is, d. w. z. hoeveel energie in de kern wordt opgewekt • Kleur: – Geeft ons de oppervlaktetemperatuur van de ster

Eenheden van lichtkracht • We meten de lichtkracht van alledaagse voorwerpen in watts – Hoe helder is een gloeilamp? • Ter vergelijking, de lichtkracht van de zon is: – 380, 000, 000, 000 Watts – (380 miljoen!) – Dat is gemakkelijker te schrijven als 3. 8 x 1026 watt • Om het gemakkelijker te maken geven we de helderheid van sterren aan in vergelijking met de zon

Eenheden van temperatuur • Temperatuur wordt gemeten in kelvin • De temperatuurschaal van kelvin is hetzelfde als die van Celsius, maar begint bij -273 o. C – Deze temperatuur is het “absolute nulpunt” -273 o. C -173 o. C 0 o. C 1000 o. C 0 K 100 K 273 K 373 K 1273 K Kelvin = Celsius + 273

De temperatuur meten • De temperatuur van een ster meten we aan de hand van haar kleur • Blauwe sterren zijn heet en rode sterren zijn koel Rode ster Gele ster Blauwe ster 3. 000 K 5. 000 K 10. 000 K

Zwartelichaamsstraling Meer details over de kleur en temperatuur van een ster, aan de hand van zwartelichaamsstraling. Niveau: Gevorderd +

Zwartelichaamsstraling • Een “zwart lichaam” absorbeert al het licht dat erop valt • De hoeveelheid licht die het bij elke golflengte uitzendt, hangt van de temperatuur af

Verschuivingswet van Wien • De maximale intensiteit van het licht is gerelateerd aan de temperatuur: Temperatuur (K) = constant van Wien (K m) / piekgolflengte (m) T= b λmax (b = 0. 002898 m. K)

Hoe heet is de zon • Deze grafiek laat de straling van de zon zien Hoe heet is de zon?

Hertzsprung-Russelldiagram Een introductie in het HR-diagram, waarop diverse sterren worden geplaatst – probeer de leerlingen te laten raden waar ze denken dat de sterren terecht komen, voordat ze geplaatst worden. Niveau: Beginner +

Het Hertzsprung-Russelldiagram • We kunnen sterren vergelijken door in een diagram hun lichtkracht en temperatuur te plaatsen

Lichtkracht (t. o. v. de zon) 10. 000 We beginnen met het plaatsen van de assen: • Lichtkracht op de verticale as (gemeten opzichte van de zon) Temperatuur op de horizontale as (gemeten in kelvin) De sterren Vega en Sirius zijn helderder en heter dan de zon. Waar zou je ze plaatsen? 100 Vega Sirius 1 0, 0001 Waar zou je de zon in dit diagram plaatsen? • Ze heeft een lichtkracht van 1 t. o. v. zichzelf ooftemperatuur is 5800 K en H haar dree Zon ks Het blijkt dat in dit diagram de meeste sterren ergens langs deze lijn vallen. Sommige sterren zijn veel koeler en minder helder, Dit noemen wehet de “Hoofdreeks" zoals de ster die dichtst bij de zon is, Proxima Centauri. Waar zou je deze sterren plaatsen? Proxima Centauri Deze sterren noemen we rode dwergen. 25. 000 10. 000 7. 000 5. 000 Temperatuur (kelvin) 3. 000

De ster Betelgeuze is nog helderder dan Aldebaran, maar heeft een kouder oppervlak. Rigel Lichtkracht (t. o. v. de zon) 10. 000 Deneb Dat maakt haar tot een rode. Aldebaran superreus. Arcturus 100 Vega Sirius 1 0, 0001 Betelgeuze Hoo fdre e ks Zon Nog helderder dan Betelgeuze zijn sterren als Deneb Rigel, op de hoofdreeks. Maar niet alle sterrenen liggen Sirius die veel. Bheter zijn. Sommige, zoals Arcturus en Aldebaran, zijn veel helderder dan de zon, maar koeler. Waarminder helder te Sommige van de heetste sterren blijken veel Dat zijndie daninblauwe superreuzen. liggen de figuur? zijn dan de zon. In welke hoek horen die? Dit reuzen. zoals Sirius B, die rond Sirius draait. Dit zijn de de oranje witte dwergen, 25. 000 10. 000 7. 000 5. 000 Temperatuur (kelvin) 3. 000 Proxima Centauri

Superreuzen Rigel Lichtkracht (t. o. v. de zon) 10. 000 Deneb Reuzen 100 Vega Sirius 1 0, 01 Hoo Bijna alle sterren die we zien, zitten in een van de groepen, maar daar blijven ze niet. W Betelgeuse Arcturus fdre e Zon ks Sirius B itt e dw er ge n 0, 0001 25. 000 Proxima Centauri Tijdens hun evolutie veranderen de lichtkracht en temperatuur. 10. 000 Hierdoor bewegen ze door het Hertzprung-Russelldiagram. 7. 000 5. 000 Temperatuur (kelvin) 3. 000

Lichtkracht (t. o. v. de zon) 10. 000 1 0, 01 Zon De zon bevindt zich al miljarden jaren op de hoofdreeks en zal daar ook nog miljarden jaren blijven. Maar uiteindelijk zal ze opzwellen tot een reuzenster, helderder maar ook koeler. 0, 0001 25. 000 10. 000 7. 000 5. 000 Temperatuur (kelvin) 3. 000

Lichtkracht (t. o. v. de zon) 10. 000 100 Zon 1 Op dit punt is ze een rode reus. 0, 01 Ze wordt dan nog heter en een beetje helderder, even is ze een blauwe reus. 0, 0001 25. 000 10. 000 7. 000 5. 000 Temperatuur (kelvin) 3. 000

Lichtkracht (t. o. v. de zon) 10. 000 Zon 100 1 Uiteindelijk houdt kernfusie in de kern op. 0, 01 De zon wordt dan een witte dwerg, veel minder helder, maar met een hogere oppervlaktetemperatuur. 0, 0001 25. 000 10. 000 7. 000 5. 000 Temperatuur (kelvin) 3. 000

Ster in een doos Dit is een goed moment om de ster in een doos te openen, om het Hertzsprung-Russelldiagram voor verschillende massa’s te bekijken. Niveau: Beginner +

Kernfusie De processen die zich afspelen in het binnenste van een ster. Niveau: Gemiddeld +

Kernfusie • De lichtkracht van een ster wordt geleverd door kernfusie in het binnenste van de ster – De temperatuur en dichtheid zijn hoog genoeg om kernfusie te laten plaatsvinden. – Sterren bestaan voornamelijk uit waterstof, met kleine hoeveelheden helium. – Ze zijn zo heet dat de elektronen van de atoomkernen gescheiden zijn. – Het geïoniseerde gas noemen we een plasma.

De proton-protoncyclus • Bij temperaturen boven de 4 miljoen kelvin fuseert waterstof tot helium

De koolstof-stikstofcyclus • Bij temperaturen boven de 17 miljoen kelvin kan de ster koolstof, stikstof en zuurstof gebruiken om waterstof in helium om te zetten.

Als er geen waterstof meer is • De ster wordt netjes in balans gehouden tussen de zwaartekracht naar binnen en de straling die naar buiten duwt. • Als de waterstof op raakt, dan komt er minder energie vrij en zorgt de zwaartekracht ervoor dat de kern van de ster krimpt. • Als de ster zwaar genoeg is, stijgt de temperatuur in de kern voldoende om helium te laten fuseren.

Heliumverbranding • Bij temperaturen boven de 100 miljoen kelvin kan helium tot koolstof fuseren. Deze reactie wordt het “triple-alfaproces” genoemd.

Zwaardere elementen • Helium fuseert met koolstof om zwaardere elementen te vormen: – zuurstof, neon, magnesium, silicium, zwavel, argon, calcium, titanium, chroom en ijzer • Het is onmogelijk om elementen zwaarder dan ijzer te maken door middel van kernfusie zonder energie toe te voegen.

Als er geen helium meer is • Uiteindelijk raakt ook de helium op en krimpt de kern van de ster weer. • Als de ster zwaar genoeg is, kan de temperatuur hoog genoeg worden voor de fusie van koolstof. • De cyclus herhaalt zich, met de fusie van steeds zwaardere elementen, totdat de tempeatuur in de kern niet verder kan oplopen. • Op dat moment gaat de ster dood.

Zwaardere elementen verbranden • Zwaardere elementen ondergaan fusie bij nog hogere temperaturen in de kern – Koolstof: 500 miljoen kelvin – Neon: 1, 2 miljard kelvin – Zuurstof: 1, 5 miljard kelvin – Silicium: 3 miljard kelvin

De efficiëntie van kernfusie Niveau: Gevorderd

Waterstoffusie • De proton-protoncyclus zet zes waterstofkernen om in een heliumkern, twee protonen en twee positronen (anti-elektronen). • De eergie die per reactie vrijkomt is erg klein en wordt uitgedrukt in “megaelektronvolt” of Me. V. – 1 Me. V = 1, 6 x 10 -13 joule • Bij elke fusiereactie in de proton-protoncyclus komt 26, 73 Me. V aan energie vrij.

Atomaire massa’s • De massa die uit de reactie komt, is kleiner dan de massa die erin gaat, dus bij elke reactie raakt de ster een beetje massa kwijt. • Net als de energieën zijn ook de massa’s heel erg klein, gemeten in “atomaire massaeenheid” of u – 1 u = 1, 661 x 10 -27 kg

Massaverlies • Massa van een proton (p): 1, 007276 u • Massa van een positron (e+): 0, 000549 u • Massa van een heliumkern (He): 4, 001505 u • Hoeveel massa raakt er in elke reactie verloren? • 0, 026501 u = 4, 4018 x 10 -29 kg

Heliumverbranding • Bij heliumverbranding komt bij elke reactie 7, 275 Me. V vrij • Koolstof-12 • Een koolstof-12 -kern heeft een massa van precise 12 u. Hoeveel massa raakt er verloren bij een reactie in het triple-alfaproces? • 0, 004515 u = 7, 499415 x 10 -30 kg