Antwoorden Opgave



Dovnload 46.54 Kb.
Datum25.07.2016
Grootte46.54 Kb.
Antwoorden

Opgave 7.1

Geef een korte omschrijving van de begrippen:

Lokale cluster

Ook wel een lokale groep genoemd. Dit is een groep sterrenstelsels bij elkaar die min of meer als groep apart gezien kan worden van andere groepen. Ons melkwegstelsel behoort daar ook bij.

elliptisch stelsel

Dat is een sterrenstelsel zonder schijf of spiraalarm. De vorm is een discus.


Ze hebben weinig structuur en ze bevatten hoofdzakelijk sterren van het populatie II type.
Het Andromeda stelsel heeft b.v. 2 zulke begeleiders.

spiraalstelsel

Dat zijn sterrenstelsel die de markante spiraalarmen vertonen.
De Andromeda nevel is hiervan een mooi voorbeeld.

constante van Hubble

Er is een lineair verband tussen de afstand d van een sterrenstelsel en de snelheid v waarmee die zich van ons verwijderd. v = H0 . d ,waarbij H0 de constante van Hubble is. H0 = 75 km/sec per megaparsec.(d gemeten in mega-parsec).

achtergrondstraling



achtergrondstraling, de uit alle richtingen van het heelal komende, uniforme microgolfstraling, die op alle frequenties met een temperatuurstraling van 2,74 K overeenkomt en verklaard wordt als een restant van de heel vroege, hete fase van het heelal. In 1992 werden minieme temperatuurvariaties in de straling gevonden die zouden samenhangen met dichtheidsvariaties in het jonge heelal.

quasar


quasar, samentrekking van Eng. quasi-stellar radio source (QSRS), een ‘op een ster gelijkende radiobron’. Omstreeks 1960 werden enkele radiobronnen geïdentificeerd met zwakke ‘sterren’.
In 1963 ontdekte Maarten Schmidt (California Institute of Technology) dat het spectrum van deze objecten altijd een grote roodverschuiving vertoont, hetgeen doet vermoeden dat men hier met extragalactische stelsels te maken heeft. Al snel vond men ook optische, ster-achtige objecten die eveneens hoge roodverschuivingen manifesteerden. Oorspronkelijke duidde men die ter onderscheiding aan als BSO (blue stellar object), omdat ze gevonden werden aan de blauwe kleur van het licht dat ze uitzenden.
Er bleek echter geen fundamenteel verschil tussen BSO's en quasars (sommige BSO's blijken bijv. zwakkere radiobronnen te zijn), zodat de term quasar thans algemeen gebruikt wordt voor quasi-stellaire objecten met grote roodverschuiving.

1. Roodverschuiving

In 1970 en 1971 heeft men enkele quasars gevonden die deel uitmaken van zeer ver verwijderde groepjes extragalactische stelsels met dezelfde roodverschuiving als de desbetreffende quasar. Dit toont aan dat quasars inderdaad extragalactische stelsels zijn en dat men kennelijk de gewone roodverschuivingswet van Hubble mag toepassen om hun afstanden te bepalen.

De grootste roodverschuiving die men (in 1991) van een quasar gevonden heeft, is 4,9. Dit komt overeen met een vluchtsnelheid van ruim 290000 km/s. Dit betekent volgens de wet van Hubble (zie constante van Hubble), dat de desbetreffende quasar gezien wordt op het moment dat de leeftijd van het heelal ca. een tiende van de huidige waarde was. Uit statistieken blijkt dat er vroeger veel meer quasars moeten zijn geweest dan nu. Uit tellingen van stelsels met een roodverschuiving van 3 heeft men bijv. afgeleid dat, toen het heelal 0,2 maal zo oud was als nu, er enige honderden malen zoveel quasars waren als sterrenstelsels dan tegenwoordig. Bijna elk groot stelsel moet toen een quasar zijn geweest. Voor dit tijdstip waren er minder quasars, want ondanks speciale zoekprojecten heeft men weinig quasars met roodverschuivingen groter dan 3 kunnen vinden. Bovengenoemd tijdstip wordt daarom wel geassocieerd met het ontstaan van sterrenstelsels.

2. Energie

Quasars zijn opmerkelijk vanwege de grote hoeveelheid energie die ze uitstralen, nl. tot duizenden malen zoveel lichtenergie als een geheel sterrenstelsel. Uit hun kleine afmetingen aan de hemel en de gemeten variabiliteit over perioden van enige jaren tot decennia heeft men afgeleid dat de afmetingen van de optische stellaire beelden minder dan honderd lichtjaren in diameter moeten zijn, en dus waarschijnlijk geassocieerd moeten worden met de kernen van stelsels. In het radiogolflengtegebied blijkt de verdeling aan de hemel precies zo te zijn als die van radiomelkwegstelsels, waarbij men ook de activiteit moet toeschrijven aan de kernen van de (meestal elliptische) stelsels. Om deze redenen vermoedt men dat men quasars moet associëren met de kernen van zeer ver verwijderde grote elliptische stelsels. Dit vermoeden is sterker geworden sinds men in het begin van de jaren tachtig nevelachtige structuren in lichtzwakke halo's rond quasars heeft kunnen aantonen die uit sterren blijken te bestaan. De vraag blijft echter bestaan hoe die enorme hoeveelheid energie in de kern wordt opgewekt.

big-bang theorie

oerexplosie of oerknal (in het Angelsaksische taalgebied wel big bang genoemd), benaming voor de theorie waarin verondersteld wordt dat het huidige heelal ontstond vanuit een puntvormige toestand van extreem hoge temperatuur en druk, ca. 15 miljard jaar geleden. Als gevolg van deze explosie neemt men thans nog de uitdijing van het heelal en de microgolfachtergrondstraling waar.

T Tauri-sterren

Dat zijn zeer jonge sterren die nog toevoer hebben van omringend gas maar waarvan de toevoer en soms ook afvoer erg onregelmatig is.
De sterren vertonen zich daardoor als veranderlijk, en het zijn voornamelijk G en K sterren.

protoster

Dat is een ster in zijn voorstadium van ontstaan. Doordat materie samentrekt ontstaat er zwaarte-energie waardoor op een gegeven moment de deuterium gaar fuseren. Dit gebeurt omdat deuterium zwaarder is dan waterstof en naar de kern trekt mede door convectie. De echte geboorte van een ster gebeurt later. Als de deuterium op is worden de nevels weggeblazen, trekt de ster verder samen totdat waterstoffusie ontstaat. Dit is pas de echte geboorte van een ster.

Opgave 7.2

Op pagina 207 staat een tekening van de lokale cluster. Je ziet het Andromeda stelsel met twee begeleiders. Op pagina 62 staat een foto van dat stelsel.



  • Welke waarnemingen laten zien dat M 32 en NGC 205 begeleiders van het Andromeda stelsel zijn?

De elliptische stelsels M32 en NGC 205 staan evenver weg als de Andromeda nevel zelf

De afstanden kunnen en zijn op verschillende manieren te bepalen (zie volgende vraag)

 




Opgave 7.3

  • Noem drie manieren om afstanden van sterrenstelsels te bepalen.

  1. In de stelsels die wat dichterbij staan kunnen we Cephëiden, O en B sterren afzonderlijk waarnemen, evenals planetaire nevels, novae etc. (zie ook pagina 208 van boek Sterren van Kaler)
    Uit ons eigen systeem zijn de absolute magnitudes bekend van dergelijke objecten. Uit de metingen van de schijnbare magnitudes ("visuele magnitudes") van deze objecten in andere stelsels kan dan de afstand berekend worden.

  2. Als de stelsels te ver weg staan voor methode 1 kunnen de bolvormige sterrenhopen die in de halo’s staan van deze stelsels voor afstandbepaling gebruikt worden, omdat ook de kenmerken van deze bolvormige sterrenhopen universeel verondersteld worden.

  3. Als er ook geen sterrenhopen meer te zien zijn kan ook een schatting gemaakt worden op basis van het type stelsel, en de helderheid die bij zo’n stelsel hoort.
    Dit wordt geijkt aan de hand van dichterbij gelegen stelsels.

  4. De afstand kan ook geschat worden aan de hand van de Hubble constante (H0) en de spectrale roodverschuiving.Hierop moet wel een correctie gedaan worden voor verstrooiing en absorptie door interstellair stof .



Opgave 7.4

We weten nu dat het heelal ongeveer 15 miljard jaar oud is. Het dijt uit en de vraag is hoe het met het heelal afloopt. Blijft het eeuwig uitdijen of komt er een moment dat alles weer

omkeert en het heelal weer inkrimpt. Bepalend hiervoor is de gemiddelde dichtheid van de materie in het heelal. Bij overschrijding van een bepaalde kritische dichtheid zal het heelal gaan inkrimpen.

De kritische dichtheid  = 3H2 / 8 G



  • Leid deze relatie zelf af.

 

 


Aanwijzing:

Ga uit van een bol met een straal van 1 Mpc waarbinnen zich een massa M bevindt. Aan de rand van de bol is de radiële snelheid H km/s. Als M overeenkomt met de kritische massa dan is H de ontsnappingssnelheid. Een deeltje aan de rand van de bol heeft een kinetische energie van

mv2 / 2 = mH2 / 2. Dit deeltje zal in het oneindige aankomen met een snelheid 0. De wet van behoud van mechanische energie moet gelden. Potentiële plus kinetische energie is constant. Als de kinetische energie afneemt met mH2 / 2 dan is de potentiële energie met dat bedrag toegenomen.

De potentiële energie in het oneindige is per definitie 0. Hoe groot is de potentiële energie 0

op de rand van de bol met straal R?

 


In opgave 6.21 reeds afgeleid:

Als H de ontsnappingssnelheid is dan :



r = 1 Mpc, dus in Mpc geldt:

(M is hier kritische massa)

Inhoud bol van 1 Mpc = 4/3 r 3 r = 1, dus inhoud in Mpc: 4/3  .









Opgave 7.5

Neem aan dat de Zon een cirkelvormige baan beschrijft om het centrum van het Melkwegstelsel.De centripetale kracht wordt geleverd door de zwaartekracht van alle sterren binnen een bol met als straal de straal van de zonsbaan.



  • Bewijs dat geldt: M = rv2 / G
    M is de massa binnen de bol
    r is de baanstraal van de Zon
    v is de baansnelheid van de Zon
    G is de gravitatieconstante

De gravitatie kracht die inwerkt op de zon is:

m1 = zonsmassa en M is massa alle sterren binnen de denkbeeldige bol met straal r.

De middelpunt zoekende kracht van de zon is:



De krachten zijn identiek, dus er geldt:



m1 en r vallen weg dus:

Dus : M = r.v 2 / G

 


  • De rotatiekromme van het Melkwegstelsel is praktisch gelijk aan die van NGC 801. Gebruik daarom de grafiek op pagina 214 om M te berekenen.



(afgeleid bij vorige vraag)
Om M te berekenen moet alles in meters,
De zon staat ongeveer 8,5 kpc van het melkwegcentrum.
1 pc = 3,086.1016 meter

dus: 
r = 8,5.103 x 3,086.1016 meter


v = 200 km/sec = 2.105 m/sec (dit volgt uit rotatie kromme blz 214; zie plaatje)
G = 6,673.10 11 Nm2kg 2.

Als je dan bovenstaande formule invult:



1 zonsmassa is 1,989.1030 kg

M = 1,57.1041 / 1,989.1030 = 7,9.1010 zonsmassa’s.

Dit komt overeen met ca 80 miljard zonsmassa’s.

OPMERKING:

In het boek wordt gesproken over 150 miljard zonsmassa’s. Dit verschil komt mogelijk omdat de rotatiekromme van NGC 801 toch afwijkt van de rotatiekromme van ons eigen melkwegstelsel.

 




Opgave 7.6

  • Leg uit hoe werd ontdekt dat in de ruimte wolken interstellair gas voorkomen.

interstellair gas het gas dat zich tussen de sterren bevindt. Hoewel lichtende gasnevels, zoals de Orionnevel, reeds lang bekend waren, duurde het tot 1904 eer de twijfel over het bestaan van interstellair gas verdween. In dat jaar werden door J. Hartmann de circumstellaire lijnen in het spectrum van de dubbelster Delta Orionis ontdekt. Dit zijn absorptielijnen (in dit geval de Ca II lijn) die niet meedoen aan de periodieke dopplerverschuivingen van de rest van het sterspectrum en die derhalve moeten zijn veroorzaakt door gas buiten de steratmosfeer. Tegenwoordig kent men interstellaire absorptielijnen van o.a. de atomen C, Si, N, Ca, Na, K, Fe, Ti+ en van vele tientallen interstellaire moleculen.

Het interstellaire gas is niet homogeen over de interstellaire ruimte verdeeld, maar geconcentreerd in sliertvormige wolken. Deze bestaan vnl. uit moleculair waterstof, met daarnaast helium (10 à 20%) en kleine concentraties (1‰ en minder) van zwaardere elementen of verbindingen, waarvan sommige de absorptielijnen veroorzaken. De dichtheid in de wolken is ongeveer 10 atomen per cm3, wat de gemiddelde dichtheid van het interstellaire gas op ca. 1 atoom per cm3 brengt. De temperatuur van de interstellaire wolken is normaal van de orde van 100 K; alleen bij botsingen van wolken kan ze oplopen tot enige duizenden K. De verhoogde inwendige energie gaat echter weer snel verloren door in straling. De waterstof in de wolken is dus vrijwel neutraal en verraadt haar aanwezigheid vooral door radiostraling. Het was de in 1944 door Hendrik Christoffel van de Hulst voorspelde interstellaire emissielijn van waterstof met een golflengte van 21 cm, die het overweldigend grote werkterrein der radio-astronomie ontsloot (zie radiostraling).

De hiervoor beschreven complexen van neutrale waterstof worden wel H I-gebieden genoemd. Er zijn echter ook gebieden in de interstellaire ruimte waar de waterstof bijna volledig geïoniseerd is, de zgn. H II-gebieden. Met de ontwikkeling van de fotografie en spectrometrie werd langzamerhand duidelijk dat de lichtende gasnevels, welke in steeds groter getale werden waargenomen, niets anders zijn dan relatief geconcentreerde waterstofmassa's (ca. 104 atomen per cm3), welke door de ultraviolette straling van een naburige jonge ster geïoniseerd en tot lichten gebracht worden. Zowel H I- als H II-gebieden komen uitsluitend in de spiraalarmen van ons Melkwegstelsel voor.

 


Opgave 7.7

  • Leg uit hoe werd ontdekt dat in het melkwegvlak een mist van stofdeeltjes zweeft.

interstellaire materie, materie die in de ruimte tussen de sterren, de zgn. interstellaire ruimte, wordt aangetroffen en bestaat uit gas en stof (microscopisch kleine deeltjes). De materie of het stof is onregelmatig verdeeld over de galactische schijf. Hier en daar zijn verdikkingen of globulen die hun naam ontlenen aan de Nederlans-Amerikaanse astronoom Bart Bok. De verzwakking of extinctie van achtergrond sterrenlicht wordt veroorzaakt door verstrooiing van fotonenen niet zo zeer door absorptie. Interstellair stof wordt altijd met gas aangetroffen waar het interstellaire stof 1% van de totale massa inneemt. Het stof bemoeilijkt het onderzoek naar de geboorte van sterren, omdat het op sommige plaatsen zo dicht is dat we er niets door kunnen zien.



Opgave 7.8

Bekijk de foto op pagina 204. (boek sterren van Kaler)





  • Waaraan zie je dat je in de richting van het melkwegvlak kijkt?

Door de gigantische aantallen sterren. Als je loodrecht op het vlak kijkt van de melkweg kijk je na een paar honderd lichtjaren al buiten het stelsel en tref je niet zo'n concentratie van sterren aan.

  • Wijs de open sterrenhoop aan.

Zie de RODE pijl.

  • Wijs de globule aan.

Zie de BLAUWE pijl

 




  • In het midden van de globule zie je drie sterren die bijna op een rechte lijn liggen. Deze sterren liggen tussen de globule en de Aarde. Waaraan kun je dat zien?

De globule is een donkere stof en gasnevel. De achtergrond sterren kun je er niet doorheen zien.
Die drie sterren (er zijn er trouwens nog een paar) staan er simpelweg voor, dus dichterbij dan de globule.

 




Opgave 7.9

Wanneer je een bol afbeeld op een plat vlak krijg je altijd vertekeningen. Dit is ook het geval in de figuur op pagina 221. Op de bol die de hemel voorstelt is het melkwegvlak een cirkel.



  • Maak met een tekening duidelijk dat op deze hemelkaart de Melkweg als een "sinus" wordt afgebeeld.

Zie hiertoe eerst de plaat aan de rechterkant.

De oranje lijn is de hemelequator en stel dat de rode lijn (die hier de ecliptica is) het vlak is van het melkwegstelsel is.

De declinatie is de afstand in graden tot de hemelequator.

Je ziet dan dat in dit geval als je op de horizon kijkt aan "deze zijde" dat de declinatie 00 is, dan vervolgens naar onderen toe steeds positiever wordt en na een kwart cirkel weer langzaam 00 wordt (aan de andere kant van de horizon gezien naar de tekening toe) om daarna steeds negatiever te worden tot een bepaald maximum (hoogste punt) waarna de lijn weer bij zijn uitgangspunt terugkomt.

Op de cirkel boog zal deze "rechte lijn" (kortste verbinding) declinatie waarden doorlopen die op een plat vlak leiden tot een sinusvormige lijn.
(zie plaat hieronder)

Hetzelfde effect zie je trouwens altijd op de grote wereldkaarten op de volgstations van de bemande ruimtevaart reizen. De cirkelvormige baan om de aarde zie je daar ook als een sinus weergegeven.

 








Opgave 7.10

In het wigvormige deel aan de onderkant van de figuur op pagina 222 zie je geen spiraalarmen.



  • Hoe verklaar je dat?

Dit gebied kon vanaf de radiotelescopen niet worden gezien.



Opgave 7.11

  • Welke golflengte heeft de SO-lijn in het spectrum van de Orionnevel op pagina 223?

f = 86,09 GHz = 86,09.109 Hz
 = c / f
  = 3.108 / 86,09.109 = 0,00348 meter = 3,48 cm.




De database wordt beschermd door het auteursrecht ©opleid.info 2017
stuur bericht

    Hoofdpagina