Basiscursus sterrenkunde 2000



Dovnload 470.42 Kb.
Pagina1/6
Datum25.07.2016
Grootte470.42 Kb.
  1   2   3   4   5   6



BASISCURSUS

STERRENKUNDE

2000
Uw eerste stap in de ruimte



Sterrenkundige Educatieve Werkgroep

Toekomststraat 1, 8970 Poperinge

Inhoud




DEEL 1: Overzicht van het heelal


1.1. De ijle ruimte

1.2. De onmetelijke tijd

1.3. Voortdurend in beweging
DEEL 2: Het zonnestelsel

2.1. Overzicht van het zonnestelsel

2.2. Beschrijving van de planeten

2.3. Kosmisch gruis

2.4. Ontstaan van het zonnestelsel

2.5. Samenvattend overzicht


DEEL 3 : Onze ster: de Zon

3.1. Algemene inleiding

3.2. Bouw van de Zon

3.3. Verschijnselen op de Zon

3.4. Radio- en deeltjesstraling vande Zon

3.5. Zonnewaarnemingen.



DEEL 4: Ons Melkwegstelsel

4.1. Inleiding

4.2. Algemene eigenschappen van sterren

4.3. De delen van ons melkwegstelsel

4.4. Bewegingen in ons melkwegstelsel

4.5. Visitekaartje van onze melkweg

DEEL 5: Structuur van het heelal op grote schaal

5.1. Kenmerken van de extragalactische stelsels

5.1. Schematisch overzicht



DEEL 6: Evolutie in het heelal


6.1. Ontstaan en evolutie van sterren

6.2. Ontstaan en evolutie van het heelal.

6.3. Schematisch overzicht

DEEL 7: Praktische sterrenkunde

7.1. Sterrenbeelden

7.2. Sterrenkundige instrumenten

7.3. Waarnemingen in het zonnestelsel

7.4. Deep-sky waarnemingen

7.5. Astrofotografie

DEEL 1

overzicht van het heelal


Wat het heelal is, is in het woord zelf duidelijk: het is het heel-al, het hele-alles, kortom: het alles dus: alles wat bestaat vormt het heelal. Het heelal houdt drie belangrijke zaken in: er is MATERIE of ook nog stof genoemd. Deze komt voor in een bepaalde RUIMTE die een reusachtige uitgestrektheid bezit. Deze materie bestaat ook uit een bepaalde TIJD, die even reusachtig is als de ruimte. Tenslotte is er nog een vierde element: het heelal is voortdurend in beweging.

1.1. De ijle ruimte

1.1.1. Het zonnestelsel: onze dichtste buurt
* Planeten

De ruimte is zeer uitgestrekt en bevat in feite maar heel weinig materie in verhouding tot haar uitgestrektheid. Ook de microkosmos, de wereld van de elementaire deeltjes waaruit de atomen bestaan, is zeer ijl. Een atoom zelf bestaat voor het grootste gedeelte uit lege ruimte.

Deze atomen vormen soms ook grotere gehelen die we dan moleculen noemen. Net als de atomen in sommige gevallen vormen deze laatste stoffen sterren, planten, levende wezens, alledaagse voorwerpen. Maar ook in al deze zaken is er een enorme ledige ruimte tussenin de bestanddelen.

Het onderwerp van deze cursus -nl. de macrokosmos- is al even ijl : de hemellichamen zijn enorm ver van elkaar verwijderd. Laten we nu eens in ons zonnestelsel kijken. In het midden staat de Zon, waarrond 9 planeten (soms vergezeld van een aantal maantjes) in bijna cirkelvormige banen wentelen .

Het dichtst bij de Zon, een doodgewone gele ster, bevinden zich 4 kleine maar vaste, rotsachtige planeten: Mercurius, Venus, Aarde en haar Maan en tenslotte Mars. De vier volgende planeten zijn van een heel andere aard: ze zijn zeer groot, bezitten geen vast oppervlak en bestaan hoofdzakelijk uit het lichte waterstofgas. Deze vier planeten heten in vergrotende afstand van de Zon: Jupiter, Saturnus, Uranus en Neptunus. Dan is er nog de eenzaat Pluto: een kleine, ijzige planeet waarover weinig gekend is. Sommige planeten bezitten één of meedere maantjes: dit is het geval met de Aarde, Mars, Jupiter, Saturnus, Uranus, Neptunus en Pluto.

* Kosmisch gruis

Er komen ook nog andere lichamen voor in het zonnestelsel: de planetoïden. Dit zijn rotsblokken met een grootte die varieert van een duizendtal kilometers tot zelfs een stofkorreltje, die zich voornamelijk tussen Mars en Jupiter bevinden. Ze vormen daar een soort band die men de planetoïdengordel noemt. Ook treffen we in het zonnestelsel kometen aan: brokken steen en metaal "ingelijmd" door vastgevroren ijs en gas. Beschrijven de planeten altijd ellipsvormige banen rond de zon (zoals ook de plantoiden), dan beschrijven kometen daarentegen soms schijnbaar parabolische en hyperbolische banen rond de Zon. Door enerzijds hun lichte samenstelling en anderzijds de aard van hun banen, kunnen de kometen de Zon tamelijk dicht naderen. Bij deze nadering van de zon verdampt een deel van het ijs van de komeet: er vormt zich een mini-atmosfeer rond de kern, die wordt weggeduwd door de zonnewind. Deze zonnewind is een deeltjesstroom afkomstig van de Zon. Die deeltjesstroom duwt de verdampte deeltjes van de komeet naar achteren en daardoor onstaan dan de gasslierten. Deze gasslierten noemen we dan de staart van de komeet. Kometen vallen soms uiteen en vormen zo zwermen deeltjes die rond de zon wentelen: de meteoroïden. Deze materie komt soms in de aardse dampkring terecht, wordt door de wrijving verbrand en licht op: een meteoor. Soms vindt men op Aarde zo'n brokstuk terug: een meteoriet.



* Een schaalmodel

Dat er veel ijle ruimte voorkomt in het zonnestelsel mag blijken uit de volgende vergelijking. Laten we ons zonnestelsel nu 1 biljoen maal verkleinen (1 biljoen is 1000 miljard!). De Zon is nu nog maar een bolletje dat een anderhalve millimeter dik is. Op 15 cm van dat bolletje loopt de Aarde in een baan ter grootte van een flinke grammofoonplaat. De Aarde zelf is niet groter dan 2 bloedlichaampjes, dus niet zonder mikroskoop te zien. Tussen de Zon en de Aarde bevinden zich dan Mercurius, iets kleiner dan een bloedlichaampje en Venus, ongeveer even groot als de Aarde. Buiten de Aarde zien we op 22,5 cm van de Zon de planeet Mars, iets groter dan een bloedlichaampje. Op 78 cm zien we Jupiter. Dan volgen Saturnus, Uranus en Neptunus op 4,5 m van de Zon. Op 6 m tenslotte ligt Pluto. De dichtste ster, Alpha Centauri, ligt bij dit schaalmodel op maar liefst 40 km! Zo kunnen we ons een idee vormen van de sterdichtheid in ons melkwegstelsel.




1.1.2. Onze melkweg
We kunnen ons holle bollen voorstellen met een diameter van 40 kilometer en in het midden een hagelkorreltje (dat de ster voorstelt). Miljarden zo'n "holle bollen" vormen het melkwegstelsel, ons sterreneiland dat uit gas, sterren en stof bestaat en waartoe onze eigen Zon behoort. Een schaalvoorstelling op 1 biljoenste zou zo groot zijn als verschillende keren de afstand Aarde-Maan. Onze melkweg heeft inderdaad een straal van 82 000 lichtjaren; dit wil zeggen dat het licht dat met een snelheid van 300 000 km/s reist er maar liefst 82 000 jaar overdoet om het melkwegstelsel te doorkruisen. De Melkweg (ook de lichtende band die je op een zomernacht aan de hemel kunt waarnemen) ziet er in werkelijkheid uit als een platte schijf met daarin een spiraalstructuur. Deze spiraalstructuur wordt gevormd door sterren, gas en stof die zo'n patroon aannemen. De Zon bevindt zich eerder in de buitenste delen van die schijf, zodat we gemakkelijk de rest van het melkwegstelsel kunnen waarnemen; dit is de lichtende band waarvan juist sprake was. Deze band kun je oplossen in duizenden sterretjes met behulp van een verrekijker of een sterrenkijker. Alle sterren die je ziet zijn sterren van onze eigen melkweg.

* Sterren en nevels

Maar laat ons het nu houden bij één van die vele miljarden sterren die onze melkweg rijk is. Een ster is eigenlijk niets anders dan een zon: het is een reusachtige bol van zeer heet gas. Binnenin heersen er temperaturen van vele miljoenen graden. Aan de oppervlakte komen temperaturen voor die in de orde liggen van enkele duizenden graden. Sterren bevatten dus een zeer hete kern waar door kernfusieprocessen reusachtige hoeveelheden energie worden opgewekt, een minder hete "mantel", een oppervlak en een steratmosfeer. Sterren komen in alle groottes voor. Sommigen zijn groter (de zogenaamde reuzesterren), anderen daarentegen zijn kleiner dan de gemiddelde ster en worden dan dwergsterren genoemd. Ze hebben ook niet dezelde kleur: Er bestaan blauwe, witte, gele, oranje en zelfs groene en rode sterren! Ze komen dikwijls in groep voor. Groepen van sterren binnenin een melkwegwegstelsel noemen we sterrenhopen. Sommige sterren komen individueel voor, andere per twee (de zgn. dubbelsterren), nog andere per drie, vier of zelfs nog meer. Sterren maken ook een evolutie mee. Ze onstaan door samentrekking van reusachtige gasnevels. Deze reusachtige wolken komen voor tussen reeds bestaande sterren en bezitten een doormeter van meerdere lichtjaren. Iets na die stervorming kunnen ook planeten rond die ster onstaan en zo kunnen we dan van een zonnestelsel als het onze spreken. De sterren blijven enkele miljarden jaren zo bestaan tot hun einde gekomen is. Eerst blaast ze zich op tot ze een rode reus is geworden. Daarna zal een lichtere ster, zoals onze Zon bijvoorbeeld, haar buitenste lagen in de ruimte slingeren. Zware sterren stoten die buitenste gaslagen met een enorme kracht weg. Dit gaat gepaard met een laatste grote "opflakkering" van de ster. Dan zien we plots een nieuwe ster aan de hemel verschijnen, vandaar dat we ze nova of supernova (novus = nieuw) noemen, wat letterlijk "nieuwe ster" betekent. Uit deze gaslagen kunnen nieuwe sterren ontstaan en zo is de cirkel rond. De nevels, gevormd door de lichtere sterren die hun gassen afstoten, worden gewoon planetaire nevels genoemd, en dit vanwege hun merkwaardig rond uitzicht.




1.1.3. Andere melkwegstelsels
En natuurlijk is onze melkweg niet het enige! Zo zijn er miljoenen andere soortgelijke structuren in het heelal. Deze stelsels noemen we extragalactische stelsels of gewoonweg galaxies. Ze bezitten uiteenlopende vormen: de ene bezit spiraalarmen, de andere is onregelmatig van vorm, nog anderen daarentegen zijn rond of lensvormig.

Om nu een totaalbeeld van het heelal te vormen, moeten we tot een nieuwe schaalverdeling overgaan. We moeten het melkwegstelsel 1 triljoen maal (1 triljoen = 1000 000 miljard) verkleinen! Ons zonnestelsel heeft nu de grootte van een stofje van amper 25 micrometer (= 0,025 mm). Het melkwegstelsel ziet er nu uit als een enorme stofwolk van 800 meter breed en 150 meter hoog. Elke ster erin heeft slechts de grootte van een virusdeeltje. Het volgende melkwegstelsel (lees gaswolk) staat dan op maar liefst 15 kilometer afstand. Dit is dan de Andromedanevel. Ze is twee miljoen lichtjaren van ons verwijderd. Stelt u nu een bol voor die tweemaal zo groot is als de aarde, die gevuld is met stofwolken op 15 kilometer van elkaar staan, dan verkrijgt u een beeld van de grootte van het heelal dat waarneembaar is. De afstand tussen ons melkwegstelsel en onze naaste buren ligt direct al in de miljoenen lichtjaren. De afstand tussen ons en de rest van het heelal ligt in de miljarden lichtjaren. Nu kunnen we ongeveer 20 miljard lichtjaren ver waarnemen en dit met behulp van de radiotelescopen en de Hubble-teleskoop in de ruimte.

Dit impliceert eveneens dat we 20 miljard jaar terug in de tijd kunnen kijken. Dit wil dus zeggen dat wanneer we 's nachts door een sterrenkijker naar een melkwegstelsel kijken, we iets bekijken zoals het was lang voordat er mensen op Aarde waren. We zien zelfs stelsels zoals ze waren lang voordat de Zon bestond. Hoe verder we in de ruimte kijken, hoe verder we in het verleden kijken. We zien immers het licht dat vele miljoenen of miljarden jaren geleden werd uitgestraald. En zo komen we bij het tweede belangrijke element bij het heelal, namelijk:


1.2. De onmetelijke tijd
De tijd is even enorm als de ruimte. We kunnen ongeveer 20 miljard jaar in de tijd terugblikken. We zien hierbij dat diverse zaken erop wijzen dat het heelal een bepaalde ouderdom bezit, namelijk zeker 20 miljard jaar. Het heelal heeft dus een enorme geschiedenis meegemaakt, waarbij de geschiedenis van de mens niets betekent. Volgens de meest aanvaardbare theorie zou het heelal 20 miljard jaar geleden onstaan zijn en dit ten gevolge van een explosie van een zeker lichaam waarin alle materie in een oneindige dichtheid opeengehoopt was. Deze explosie wordt ook de Big Bang genoemd. Reeds na enkele honderdduizenden jaren onstaan de eerste galaxies. Men spreekt nog van protostelsels. Een honderd miljoen jaren later worden de eerste sterren gevormd. Het zijn nog zware, hete sterren die snel ontploffen. Uit het gas dat bij deze explosies vrijkomt ontstond de huidige generatie sterren. Dit was zo'n 10 miljard jaar geleden. Onze Zon bijvoorbeeld is ongeveer 5 miljard jaar oud. Na dit onstaan van het overgrote gedeelte van de sterren onstond voor de Melkweg een rustige periode. De sterren ontwikkelden zich en hier en daar werd een zonnestelsel gevormd. Ongeveer 4,5 miljard jaar geleden ontstond ons eigen zonnestelsel en dus ook de Aarde. Pas twee à drie miljoen jaar geleden onstonden de eerste mensachtige wezens. De eerste beschaving laat men slechts een 6000-tal jaar geleden beginnen. Een mensenleven is gemiddeld slechts 75 jaar. Zo klein is een mensenleven, zo groot is de tijd der natuur, de tijd van de macrokosmos. Daarom spreekt men ook van de biologische tijd: een tijd waaronder men de biologische processen -zoals ouder worden- kan rekenen; en de astronomische tijd, waaronder men de geschiedenis van het heelal, de stervorming, de planeetvorming, beweging in het heelal en andere veranderingen in het heelal kan rekenen.

We kunnen dus besluiten dat onze Aarde maar een stofje in de kosmische oceaan is. De Aarde betekent zoveel voor het heelal als een atoom voor onze Aarde.



1.3.Voortdurend in beweging
Alhoewel we de indruk hebben dat we onbeweegelijk in de ruimte "hangen", worden we door een hele reeks bewegingen beïnvloed.

Vooreerst beweegt de Aarde eenmaal om haar as in 24 uur. Dan wentelt ze met een snelheid van 30 km/s in 365.25 dagen om de Zon en maakt de Zon met haar ganse planetenstelsel in 220 miljoen jaar een omwenteling om het centrum van het melkwegstelsel. Dit gebeurt met een snelheid van 250 km/s! En dan is het nog niet gedaan. De andere melkwegstelsels, en ook onze eigen melkweg, verwijderen zich voortdurend van elkaar.

We snellen dus met een enorme snelheid voort in de ruimte.

DEEL 2

Het zonnestelsel

2.1 Overzicht van het zonnestelsel.

2.1.1 algemene inleiding
Ons zonnestelsel bestaat uit negen gekende planeten, waarvan de meeste satellieten of manen bezitten, duizenden plantoïden, meteoroïden (in zwermen of verspreid, en een honderdtal gekende kometen, die lopen in langgerekte ellipsvormige of parabolische banen. Het zonnestelsel maakt deel uit van de melkweg, een groepering van van een geschatte 100 miljard sterren, waarvan de Zon er één is. Het melkwegstelsel heeft een diameter van 100 000 lichtjaren en een gemiddelde dichtheid van 10 000 lichtjaren. De Zon bevindt zich op 30 000 lichtjaren van het centrum en beweegt zich omheen dit centrum met een periode van ongeveer 220 miljoen jaren.

Soorten planeten
Volgens afstand tot de Zon.

* binnenplaneten: staan dichter bij de Zon dan de Aarde. Dit zijn dus Mercurius en Venus.

* buitenplaneten: staan verder van de Zon dan de Aarde. Dit zijn dus alle planeten vanaf Mars.
Volgens de samenstelling.

* terriestrische planeten of aardse planeten: dit zijn de kleinere planeten (Mercurius, Venus, Aarde, Mars en Pluto) die een kern, mantel en een vast oppervlak hebben

* joviaanse planeten of gasplaneten of reuzeplaneten: hebben een zeer dichte dampkring, maar geen vast oppervlak. Onder die dampkring zit een vloeibare laag. In het inwendige bestaan ze uit een vaste kern met een mantel van vloeibaar gas errond.
In de praktijk noemt men de aardse planeten (dus ook de Aarde en Mars) vaak ook gemakshalve de binnenplaneten omdat ze aan de binnenkant van ons zonnestelsel liggen. Deze gelijkstelling gebruikt men vooral in de ruimtevaart.
Planeetbanen en -bewegingen.
* Alle planeten en planetoïden wentelen in dezelfde zin rond de Zon. Deze richting noemt men de directe of prograde zin. De tegenovergestelde riching noemt men de indirecte of retrograde zin.

*De aswenteling van de planeten is minder regelmatig: Venus draait in retrograde zin om haar as en de rotatieas van Uranus ligt bijna in zijn baanvlak zodat regelmatig na verloop van tijd een pool naar ons gekeerd is. Ook de rotatieas van de Aarde maakt een hoek van 23° 27’ met het baanvlak.



*De banen zelf van de planeten liggen ongeveer in hetzelfde vlak, zodat ons zonnestelsel er globaal als een platte schijf uitziet. De banen zijn bijna cirkelvormig: hun exentriciteit is dus zeer klein. Uitzondering op deze regel zijn Mercurius en Pluto die een grotere excentriciteit hebben (respectievelijk 0,206 en 0,250).
2.1.2. Soorten objecten in het zonnestelsel


A) PLANETEN: volgens hun chemische samenstelling vallen de planeten uiteen in twee soorten planeten: de terrestische en joviaanse planeten. De terrestrische of aardse planeten zijn planeten met een vast oppervlak. De joviaanse of jupiterachtige gasplaneten zijn planeten die geen vast oppervlak bezitten maar wel een heel dichte dampkring hebben. Bij deze laatste categorie is geen duidelijke scheiding aan te geven waar gassen vloeibaar en vast worden.
B) PLANETOÏDEN: Behalve een groot aantal echte planetoïden ("planeetachtigen") zijn er oude komeetkernen die een planetoïdeachtig uiterlijk hebben.. Men noemt ze soms ook kleine planeetjes of soms ook verkeerdelijk asteroïden ("sterachtigen"). In het Engels spreekt men echter over "asteroids".
C) KOMETEN: Kometen bezitten een kleine kern.Deze bestaat voornamelijk uit samengeklonterde, bevroren gassen, steen- of metaalachtige stof-en gruisdeeltjes. Als de komeet dicht genoeg bij de Zon komt dan zullen allerlei gassen beginnen te verdampen (of om preciezer te zijn: te sublimeren van vaste naar gasvormige toestand). Ook de vaste stoffen die eerst vastgevroren zaten, komen nu los. De verdampte deeltjes zijn de gassen. Er zal zich een gasomhulsel rond de kern vormen; een soort van miniatmosfeer dus.Sterrenkundigen noemen dit een coma. Binnen in de komeet blijft er nog echter materie bevroren: men heet dit de kern van de komeet. Dicht genoeg bij de Zon kan de komeet een of meerdere staarten vertonen.
D) METEOROIDEN: Meteoroiden hebben een massa tussen 1 miljoenste en 20 gram en een diameter tussen 1 duizendste en 1 centimeter. Zij bewegen zich in de ruimte ofwel in zwerm ofwel volledig zelfstandig. In de ruimte bewegende deeltjes met veel grotere massa's en diameters be- schouwt men als planetoïden. Ze liggen vaak op de baan van kometen of planetoïden.

2.1.3. Algemene eigenschappen van de planeten
A. Hun atmosfeer
Een atmosfeer is een gasomhulsel omheen een hemellichaam. Een atmosfeer komt tot stand door een reeks processen, die resulteren in een opeenhoping of verdwijning van gassen rond het hemellichaam. We zullen hier enkele van de belangrijkste processen bespreken.

Bij hun ontstaan bewogen de protoplaneten in een milieu dat rijk was aan gassen, waardoor ze veel gassen - vooral waterstof en helium - aantrokken. Er kunnen echter ook gassen uit de atmosfeer ontsnappen. Hoog in de atmosfeer kunnen atomen aan de zwaartekracht van het lichaam ontsnappen en dit des te gemakkelijker naarmate de temperatuur hoger en de atomen of moleculen lichter zijn, en natuurlijk ook naarmate de zwaartekracht minder sterk is.

Het opvangen van gassen gebeurt heden ten dage nog slechts in geringe mate, terwijl het ont- snappen van gassen tegenwoordig bij heel wat planeten aan de gang is. Zij "lekken" met een bepaalde snelheid weg. Het hangt van de snelheid waarmee het gas weglekt, af of men een atmosfeer al dan niet als bestendig kan beschouwen. Zo zal het bijvoorbeeld nog meer dan 1060 jaar duren vooraleer de aarde 37% van zijn stikstof zal verloren hebben. Aangezien de Aarde nog "maar" 5 miljard jaar bestaat en geen 1060 jaar meer zal bestaan, kan men de aardatmosfeer als bestendig bestempelen. Voor Jupiter zal die tijdsduur nog langer zijn. Immers, bij de reuzeplaneet kunnen zelfs de lichtste gassen zoals bijvoorbeeld het waterstof niet ontsnappen door de enorme zwaartekracht. Bij de Aarde is al het waterstof reeds na 200 miljoen jaar ontsnapt - wat slechts 1/20 van de huidige leeftijd van de Aarde is. Aangezien de Aarde nog altijd een atmosfeer heeft die lichtere gassen bevat, moet men wel veronderstellen dat door andere processen gassen zijn vrijgekomen. Men kan stellen dat bijna alle terrestische planeten hun primitieve atmosfeer (dit wil zeggen hun oorspronkelijke atmosfeer) hebben verloren en een nieuwe hebben gevormd. Die andere processen kunnen bijvoorbeeld inslagen zijn van meteorieten en kometen.

Zo bijvoorbeeld kan de inslag van een komeet van 100 m diameter de totale hoeveelheid water die werd vastgesteld in de Marsatmosfeer verklaren. Er worden ook gassen bij de atmosfeer gevoegd door bijvoorbeeld vulkaanuitbarstingen, chemische reacties met vaste bodembestanddelen (oxidatie), productie van gassen uit radioactief afval (voortbrengen van helium) en bij de Aarde bovendien door biologische processen (denk bijvoorbeeld aan fotosynthese).

Ook de oorspronkelijke temperatuur van een planeet heeft invloed op de samenstelling van een atmosfeer, omdat ze bepalend is voor het verdere verloop van druk en temperatuur van een atmosfeer. Dit had tot gevolg dat de Marsatmosfeer een lage druk heeft en dat water op Mars is bevroren, dat de Aarde een veel dichtere atmosfeer dan Mars heeft en oceanen heeft, en dat Venus een atmosferische druk heeft die 95 maal groter is dan die van de Aarde.

Overzicht van de planeetatmosferen
Van planeten is geweten dat ze allemaal een zekere atmosfeer hebben. Daar waar planeten als de gasplaneten en Venus een dichte atmosfeer hebben en de Aarde een voldoende dichte atmosfeer, heeft een planeet als Mars een tamelijke ijle atmosfeer en hebben planeten als Mercurius en Pluto zo'n ijle atmosfeer dat ze praktisch verwaarloosbaar zijn.

Van alle maantjes in ons zonnestelsel heeft enkel de Saturnusmaan Titan een voldoende dichte atmosfeer (1,5 x de dichtheid van de Aarde). Alle andere natuurlijke satellieten bezitten een te verwaarlozen atmosfeer. Van alle ingevangen maantjes kan men hetzelfde zeggen als van planetoïden: ze hebben geen atmosfeer.



Wolken
In dampkringen die een voldoende dichtheid hebben kan men wolken aantreffen. Wolken zijn verzamelingen van gassen en dampen of zwevende deeltjes. We vinden wolken terug in de atmosferen van Aarde, Venus, Mars, Jupiter, Saturnus, Uranus en Neptunus alsook op de saturnusmaan Titan. Bij alle gasplaneten bestaat het zichtbare gedeelte totaal uit wolken. Ook de planeet Venus heeft een ondoorzichtig wolkendek: men heeft nog nooit de oppervlakte van Venus rechtstreeks vanop Aarde kunnen zien.

Bij Venus weerkaatst de wolkenlaag heel goed het zonlicht omdat ze uit druppeltjes geconcentreerd zwavelzuur bestaan. Ze belet ook grotendeels dat de ingevangen warmte de planeetatmosfeer terug ontsnapt. Er ontstaat dan wat men noemt het broeikasteffect: doordat de warmte niet meer kan ontsnappen, verhoogt de temperatuur gestadig.

Bij de Aarde wordt 1/3 van het oppervlak door wolken afgedekt. De wolken bestaan hier uit waterdamp en/of ijs.

Op Mars zal men zelden wolken zien. De wolken op Mars kunnen een witte, blauwe of gele kleur hebben. De witte wolken bestaan uit bevroren water, de blauwe uit kristallen koolzuursneeuw en de gele wolken uit opgewaaid woestijnstof. Deze laatste zijn dus echte stofwolken. Merk op dat de "blauwe" wolken eigenlijk niet echt blauw zijn, maar uiterst fijn zijn en enkel zo worden genoemd omdat men ze enkel door middel van blauwfilters kan zien.

Het wolkendek van Jupiter is vlekkerig: ze vertoont een aantal lichte en donkere gordels, een rode vlek en andere details. Van de rode vlek denkt men dat het een wervelstorm is. Het is dan wel een storm die reeds eeuwen aanhoudt!

Saturnus heeft qua wolken verreweg dezelfde struktuur als Jupiter. De banden en zones zijn wel veel minder duidelijk omdat boven het wolkendek bij Saturnus een nevellaag voorkomt. Tenslotte heeft de Saturnusmaan Titan ook wolken. Deze bestaan uit druppeltjes en vaste deeltjes methaan.




B. Planeetoppervlaktes
Van alle planeten waarvan er een plotse overgang van atmosfeer of lege ruimte naar een vloeibaar of vast gedeelte is, kan men stellen dat ze een oppervlak hebben. Het oppervlak is deze plotse overgang.

Bij gasplaneten noemt men soms het zichtbare wolkendek gemakshalve het oppervlak, alhoewel dit eigenlijk niet juist is.

Aangezien de belangrijkste oppervlakteverschijnselen op vaste hemellichamen ook op Aarde en Maan zijn terug te vinden, volgt hieronder een overzicht van de voornaamste oppervlakteverschijnselen van het dubbelplaneetstelsel Aarde-Maan.

Belangrijkste structuren op het Aardoppervlak
-breuken: De aardkorst bestaat uit verschillende schollen, de continenten. De scheiding tussen deze schollen noemt men breuken. De grootste breuken liggen in zee.

-gebergten: Wanneer schollen elkaar naar omhoog duwen, ontstaan hoogten die men dan gebergten noemt.

-vulkanen: De laag onder de aardkorst is vloeibaar. In de aardkorst zijn "gaten" waarlangs dit vloeibare materiaal naar buiten kan treden. Dit manifesteert zich in de vorm van een heuvel met daarin een krater, dit noemen we een vulkaan.

-heuvels: Men kan ze het best omschrijven door hoger gelegen gebieden in het land- schap. Ze zijn echter niet zo hoog als gebergten.

-kraters: Men onderscheidt vulkaankraters en inslagkraters van meteorieten

-oceanen: Dit zijn enorme verzamelingen water die boven het vaste oppervlak liggen.



Belangrijkste structuren op het Maanoppervlak

-maankraters: Inslagkraters van meteorieten. Soms is er in het midden een heuvel of berg. Sommige kraters hebben stralenstelsels. Dit zijn dan heldere lijnen die van kraters uitgaan.

-maangebergten: Cfr. gebergten op Aarde

-maria: Zijn donkere vlekken op de Maan, die relatief vlak zijn. Maria betekent eigenlijk letterlijk "zeeën" en is een naamgeving die nog is overgebleven uit de tijd dat men dacht dat dit echte zeeën waren.

-rillen of kloven: Zijn scheuren in de maankorst, die bijna uitsluitend voorkomen in maria en bodems van een groot aantal walvlakten en ringbergen.
2.2 Beschrijving van de planeten

Nu volgt een overzicht van de belangrijkste onderzoeksresultaten van de planeten door ruimtesondes, zoals de Viking 1 en 2, de Mariners, Voyager 1 en 2,de Galileo, de Pioneers en de Sovjetrussische Mars en Venera. Systematisch worden de belangrijkste nieuwe gegevens over inwendige structuur, oppervlakte, dampkring en satellieten van planeten overlopen.



* Mercurius

Na Pluto is dit de kleinste planeet. Deze werd in 1974 bezocht door Mariner 10 die vanaf een afstand van 750 km prachtige foto's maakte van het oppervlak, dat trouwens veel gelijkenissen vertoont met dat van onze Maan. De vele kraters zijn er meer afgeplat door de grotere gravitatatie. Mercurius kan men geologisch gezien in zeven delen opsplitsen: zwaar bekraterd terrein, jonge kraters, straalkraters, interkratervlaktes, zachthellende vlaktes, gelinieerd terrein en de Caloris Bassin. Deze laatste is door een inslag van een planetoïde gevormd. Er komen ook uitgestrekte vlakten in voor en rotslijnen van honderden kilometers lang. Het reusachtig ringvormig "Calorisbekken" is 1300 km breed en ontstond vermoedelijk door een reusachtige meteorietinslag. De temperatuur varieert er van max. 480°C aan de dagzijde tot -180°C aan de nachtzijde.

Het inwendige bestaat uit een ijzeren kern (75% van de planeet), een rotsmantel en een korst met een stoflaag erop, zoals bij de Maan. De atmosfeer is een miljoen keer minder dicht dan die van de Aarde. Ze bestaat vooral uit sodium, zuurstof, watersof en helium. Deze twee laatste zijn van de Zon afkomstig.

* Venus

Venus werd bezocht door verschillende sondes, zoals de Mariner, Venera, Pioneer Venus en de Vega, die al dan niet op het oppervlak een landing maakten.

Deze planeet, die iets kleiner is dan de Aarde, heeft een zeer dichte atmosfeer die voor 96% uit koolstofdioxide bestaat. De druk is er 90 keer zo groot als op Aarde. Deze atmosfeer bevat een een zeer dicht wolkendek, dat uit zwavelzuurwolken bestaat. De hoge temperatuur van 500°C op het oppervlak wordt veroorzaakt door het zgn. "broeikaseffect", tengevolge van het zeer dicht wolkendek dat alle warmte gevangen houdt. De wolken zelf zijn cirrusachtig van uiterlijk en vormen een laag die 30 km dik is en 18 km boven het oppervlak hangt. Ruimtesondes rapporteerden ook dat er onweders voorkomen.

Foto's tonen een rotsachtig oppervlak met granietachtige stenen van een roodbruine kleur. Het globale uitzicht van het landschap kan slechts uit radarwaarnemingen worden afgeleid. Die tonen een golvend landschap met een soort hoger gelegen continenten: de Ishtar Terra en de Afrodite Terra Op deze komen hoge bergen voor, zoals de "Maxwell Montes" (11,8 km hoog). Ook bezit Venus grote ravijnen die wel 5 km diep en 400 km breed zijn. Dit zijn dan ook meteen de grootste in het zonnestelsel. Op Venus komen er ook vulkanen voor. Hun uitbarstingen zouden verantwoordelijk zijn voor de variaties van het zwaveldioxidegehalte in de atmosfeer.

Het inwendige bestaat uit een gedeeltelijk gesmolten kern, een mantel en een korst.








* Aarde-Maanstelsel.

Hier beperken we ons tot enkele gegevens over de Maan. De Aarde vormt met de Maan een "dubbelplaneet": Het verschil tussen planeet en satelliet is veel minder groot dan bij de andere planeten. Zo komt het dat beiden eigenlijk rond een gemeenschappelijk zwaartepunt draaien, dat zich evenwel in het inwendige van de Aarde bevindt.

De Maan zelf is een kleine planeet, met een doormeter van 3520 km. Analyse van de maanstenen toonde aan dat de Maan ongeveer even oud is als de Aarde: tussen de 4 en de 5 miljard jaar. Op het oppervlak van de Maan komen gelijkaardige structuren voor als op de andere kleine planeten en satellieten van de planeten. Heel prominent zijn natuurlijk de kraters, met meestal een ringvormig gebergte errond. De grootste kraters worden walvlakten (middellijn meer dan 100 km) en ringbergen (middellijn tussen 20 en 100 km) genoemd. In de kraters zelf zijn er soms bergen of heuvels gevormd. Sommige hebben ook stralenstelsels: lijnen van materialen die bij de kratervorming werden uitgeworpen. De meeste kraters zijn immers gevormd door inslag van meteorieten en planetoïden. Andere zouden door vulkanisme ontstaan zijn: toen de temperatuur onder het oppervlak nog zeer hoog was ontstonden uitstulpingen, die bij de latere afkoeling weer ineenstortten en zo een put achterlieten.

Andere opvallende structuren zijn de maanbergen (Apennijnen, Kaukasus), die door het ontbreken van elke vorm van erosie zeer hoog zijn. Daarnaast komen ook uitgestrekte maria of zeeën voor, die gevormd werden toen door vulkanische uitbarstingen lava over het oppervlak uitstroomde. Dit proces strekte zich over 1 miljard jaar uit, tussen drie en vier miljard jaar geleden. Bijna uitsluitend in deze maria en grote kraterbodems komen rillen voor: scheuren in de maankorst.








* Mars

Mars is heel wat kleiner dan de aarde. Toch is het de planeet die het meest op de Aarde lijkt, vanwege haar witte polen en rode oppervlak met donkere vlekken. Mars werd uitgebreid bestudeerd door de Mariner 9, de Viking 1 en 2 en de Mars-sondes.

Het oppervlak vertoont heel wat bekende structuren: kloven, kraters, terrassen en vulkanen. Vooral de Mariner 9 maakte prachtige opnamen van de reusachtige vulkaan "Olympus Mons" (25 km hoog en 600 km breed). De zogezegde "kanalen" waren vroeger beddingen van water, dat nu in bevroren toestand aan de polen en onder het oppervlak voorkomt. De poolkappen bestaan uit bevroren CO2 en waterijs eronder. De Vikings toonden prachtige foto's van het landschap zelf, dat roestkleurig is, doordat er zich veel ijzeroxide in de bodem bevindt.

De atmosfeer is zeer ijl: slechts 1% van de druk op Aarde. Ze bestaat voor 90% uit koolstofdioxode en voor de rest uit koolstofmonoxide, zuurstof en waterdamp. Door verhitting komen bij het perihelium stofstormen voor. De temperatuur is er het meest "mensvriendelijk" na de Aarde: van 20°C tot -130°C. In de Marsatmosfeer komen er wolken voor met een witte (ijskristallen), blauwe (koolzuursneeuw) en gele (opgewaaid woestijnstof) kleur.

Mars heeft net als de Aarde seizoenen. Als de lente op het noordelijk halfrond aanbreekt, smelt de poolkap weg. Na de zomer groeit ze opnieuw aan. Het tegenovergestelde gebeurt dan bij de andere poolkap.

De twee satellieten van Mars, Phobos en Deimos, zijn onregelmatige rotsblokken van respectievelijk 27 en 15 km groot. Ze zijn erg bekraterd en donker van kleur, dit laatste door het feit dat ze uit koolstofhoudend gesteente bestaan.








* Jupiter

De reuzenplaneet Jupiter kan 318 keer de Aarde bevatten en heeft 11 keer haar diameter. Hij roteert zeer snel om zijn as: 1 keer in 10 uur, wat zijn sterk afgeplatte vorm verklaart. De meest recente gegevens over deze planeet zijn afkomstig van het onderzoek, geleverd door de Pioneer-en de Voyager-sondes.

In de atmosfeer kunnen we gordels (donkere strepen) en zones (witte gebieden) onderscheiden, die op onderstaande figuur schematisch zijn voorgesteld.

De gordels zijn dieper gelegen dan de zones en bestaan uit dalende gasmassa’s, voornamelijk ammoniumsulfide. Dit zwavelgehalte bepaalt ook de donkere kleur. We kunnen de wolkenlagen op Jupiter eigenlijk in drie lagen onderverdelen: een laag gasvormige ammoniak bovenaan (de zones), een tussenlaag ammoniumsulfide (de gordels) en een laag vloeibare ammoniak onderaan. De vele vlekken in de atmosfeer zijn grote wervelstormen, waarvan de rode vlek de grootste is: een anticyclonale storm die 8 km boven de rest uitsteekt. In deze woelige atmosfeer zijn ook zeer hoge windsnelheden (360 km/h) en onweders gesignaleerd.





Het inwendige van Jupiter bestaat uit een ijzerhoudende kern, een mantel van vloeibare metallische (geleidende) waterstof, bedekt met een "oppervlak" van vloeibare waterstof. De temperatuur in het inwendige bedraagt 25 000 K.

Jupiter heeft een zestiental gekende satellieten, waarvan Io, Europa, Ganymedes en Callisto de grootste zijn. De rest zijn onregelmatige steenbrokken. Op Io komen actieve vulkanen voor. De atmosfeer bestaat er uit zwaveldioxide, terwijl het oppervlak er uit allerlei zwavelhoudende verbindingen bestaat. Daaronder komt heel waarschijnlijk een laag vloeibaar zwavel voor, waarvan er nu en dan iets wordt uitgestoten door de vulkanen. Europa heeft een eerder afgeplat ijsachtig oppervlak met donkere breuklijnen. De innerlijke warmte kan het ijs doen afsmelten, waardoor sommigen zich afvragen of


deze satelliet geen broedplaats kan zijn voor leven. Ganymedes, de grootste, heeft een sterk bekraterd oppervlak met groeven en breuklijnen. Ook Callisto is sterk bekraterd en heeft een reusachtig bassin, waarvan de buitenste ring zelfs 2600 km in doormeter is. Dit bassin is zoals vele andere gelijkaardige in het zonnestelsel gevormd door een inslag van een planetoïde. Het grootste onregelmatig maantje Amalthea is ongeveer tien maal zo groot als de Marsmanen en is roodachtig van kleur, waarschijnlijk omdat het bedekt is met zwavelhoudend materiaal dat door de vulkanen op Io is uitgestoten.

Jupiter bezit zoals alle reuzenplaneten een ring die op 1,8 keer de Jupiterstraal ligt en uit zeer kleine reflecterende deeltjes bestaat, misschien afkomstig van Io en/of van meteorietinslagen op de maantjes




* Saturnus

Saturnus heeft heel wat gemeen met Jupiter en is ietsje kleiner. Hier zijn echter de ringen het meest opvallend. Van op aarde zien we de A-, B- en C-ring met daartussen de scheiding van Cassini. De Voyagerfoto's toonden echter aan dat er honderden ringen zijn en dat de scheiding van Cassini niet leeg is. De zeer kleine deeltjes die het zonlicht weerkaatsen bestaan uit ijs met atomaire waterstof errond. Zeer kleine deeltjes boven het ringvlak veroorzaken waarschijnlijk de donkere en heldere spaakachtige structuren.





In het wolkendek komt minder structuur voor dan bij Jupiter, aangezien het bedekt wordt door een nevellaag. Toch zijn er ook zones, gordels en vlekken aanwezig. Hier zijn zelfs windsnelheden van 1800 km per uur gerapporteerd.

Het inwendige van Saturnus bestaat uit een kern van ijzer en steen, met errond een mantel van ammoniak, methaan en water. Deze wordt bedekt met een laag van vloeibare waterstof.

Ook Saturnus heeft een vijftiental satellieten, waarvan Titan de grootste is. Deze is zelfs groter dan Mercurius en heeft een dichte atmosfeer van stikstof en methaan, waarin de druk 1,5 zo groot is als op Aarde. In deze koude omgeving (-180°C) komen oceanen van vloeibaar methaan met een soort eilanden van vast methaan voor. De mogelijkheid zou bestaan dat organische moleculen op het oppervlak voorkomen. Naast Titan zijn er ook nog een zevental andere grote manen: Mimas, Rhea, Dione, Enceladus, Thetys, Hyperion en Japetus. Alle hebben ze ongeveer dezelfde karakteristieken. Hun oppervlakken bestaan uit steen en ijs met vele kraters erin.




* Uranus

Voyager 2 bezocht in 1986 deze kleinere reuzenplaneet, waarvan het wolkendek heel wat minder details vertoont dan bij zijn soortgenoten. Enkel de donkere polen vallen echt op. De blauwgroene kleur is te wijten aan de aanwezigheid van methaan in de dichte atmosfeer naast waterstof en helium. Als enige details zijn enkele donkere banden en witte stipjes (hoger gelegen gasslierten) zichtbaar. Wel wordt door de atmosfeer veel U.V.-straling uitgezonden, afkomstig van waterstofgas-moleculen die gesplitst worden door het zonlicht.

Uranus bezit een tamelijk uitgebreid ringenstelsel, dat uit een groot aantal ringen van verschillende grootte en helderheid bestaat, waarin een tiental hoofdringen te onderscheiden zijn. Het binnenste van Uranus is analoog met dat van de andere reuzenplaneten: een vaste steen en ijzerkern met een vloeibare mantel errond.

Voyager 2 ontdekte er tien nieuwe satellieten bij. Miranda, Ariel, Umbriel, Titania en Oberon hebben een oppervlak van steen en bevroren ammoniak, methaan en water. Daarop komen vele kraters, groeven en bergen voor. Vooral van Miranda werden prachtige foto's doorgeseind, die aantoonden dat dit kleine maantje (884 km in doorsnede toch een grote rijkdom aan oppervlaktestructuren heeft.



* Neptunus

Op 25 augustus 1989 trok Voyager 2 voorbij deze planeet en leverde ongetwijfeld de meest spectaculaire foto's uit zijn ganse carriëre af.

Het wolkendek vertoont meer details dan dat van Uranus: we onderscheiden een grote anticyclonale wervelstorm, een tweede kleinere donkere vlek en witte wolkenslierten aan het zuidelijk halfrond. We zien verschillende wolkenpluimen van zwavelwaterstof omhoogrijzen, waarvan de zgn. "Scooter" de grootste is. In de atmosfeer zijn zeer hoge windsnelheden van 1500 km/s gesignaleerd.

In feite kunnen we in de Neptunusatmosfeer drie lagen onderscheiden: een methaanwolkendek bovenaan, een wolkenlaag van zwavelwaterstof eronder, waaruit wolkenpluimen omhoogrijzen, en een laag wolken van ammoniumhydrosulfide eronder.

Het inwendige is wel enigszins verschillend van dat van de andere reuzenplaneten: in het midden zit een grote vaste kern van ijzer en gesteenten. Erboven beginnen onmiddellijk de onderste dichte lagen van de dampkring. De vloeibare waterstofmantel ontbreekt dus.

Ook het ringenstelsel werd uitgebreid bestudeerd: Er komen drie hoofdringen, een plateau en een halo van stofdeeltjes voor. De buitenste ring vertoont samengeklonterde gedeelten, die waarschijnlijk worden samengehouden door enkele van de kleinere satellieten.



Voyager 2 ontdekte zes nieuwe Neptunussatellieten. Een nieuw ontdekte satelliet is 1989N1: de tweede grootste Neptunusmaan (420 km doorsnede), maar vanwege zijn laag albedo niet te zien vanaf de Aarde. Vooral Triton, de grootste, werd uitgebreid bestudeerd. Het oppervlak bestaat uit steen en bevroren gassen, met gelijkaardige structuren als op andere satellieten in het zonnestelel. Wel werd ook een actieve stikstofvulkaan ontdekt. Onder het Tritonoppervlak komt immers vloeibaar stikstof voor, dat via dergelijke vulkanen vrij komt.




* Pluto-Charon stelsel

Deze kleinste "planeet" van het zonnestelsel (straal van 1142 km) heeft een zeer exentrieke baan: het perihelium ligt zelfs binnen de baan van Neptunus. Pluto werd in 1930 ontdekt na het vergelijken van fotografische platen. Vanaf de Aarde gezien is Pluto niet meer dan een nietig stipje, zodat we voor meer gegevens aangewezen zijn op spectroscopie en sterbedekkingen door Pluto.

Pluto bezit een zeer lage dichtheid, zelfs kleiner dan die van water, en bestaat dus waarschijnlijk over het algemeen uit bevroren gassen, vermengd met silicaten. Spectraalanalyse toonde aan dat Pluto een ijle methaanatmosfeer bezit, doordat methaan uit het oppervlak verdampt (zie algemene samenstelling). Waarschijnlijk is Pluto geen echte planeet, maar een zogezegde "ijswereld". Waarschijnlijk is het een komeetachtig hemellichaam.

Pluto bezit een satelliet: Charon die slechts 5 tot 10 % van de Plutomassa bevat. Charon cirkelt in 6,4 dagen rond Pluto en heeft een straal van 596 km. Doordat de straal van de satelliet in verhouding tamelijk groot is ten opzichte van de moederplaneet beschouwt men Pluto en Charon net zoals het Aarde-Maan stelsel als een dubbelplaneet, voor zover het hier eigenlijk gaat om echte planeten.

De inwendige opbouw van Pluto is analoog met die van de vele satellieten van de reuzenplaneten: een zware rotsachtige kern, een mantel van waterijs, en een oppervlak van methaanijs.






2.3 KOSMISCH GRUIS.

2.3.1. Planetoïden
Tussen Mars en Jupiter bevindt zich de planetoïdengordel. Dit zijn een reusachtig aantal lichamen met afmetingen beneden de 1000 kilometer. Ze hebben nogal langgerekte banen. Ook buiten die gordel komen planetoïden voor. De totale massa van die objecten wordt op 0,0003 en 0,0004 aardmassa's geschat, wat dus erg klein is. Hun grootte varieert van enkele meters tot 1002 km (Ceres). Vele zijn langwerpig van vorm en bewegen zich al kantelend door de ruimte.

* Indeling volgens hun baan
- gordelplanetoïden: deze behoren tot de grootste groep die zich in een zone tussen Mars en Jupiter bevindt (gemiddeld op 2,8 AE).

- het Apollo- en Aten-type: hun perihelium valt binnen de aardbaan, hun aphelium erbuiten. De planetoïden van het Aten-type kunnen de Aardbaan kruisen.

- het Amor-type: hun perihelium ligt tussen de Aardbaan en de Marsbaan. Ze kunnen de aardbaan dicht naderen, zonder die te kruisen.

- de Trojanen: deze volgen de baan van Jupiter. Ze bewegen zich 60° voor de reuzenplaneet (de Achillesgroep) of 60° erachter (de Patroclusgroep).

- uitzonderlijke planetoïden: deze zijn niet onder te brengen in de vorige categoriën. Dit zijn bijvoorbeeld 944 Hidalgo (aphelium bij de baan van Saturnus) en 2060 Chiron (tussen Saturnus en Uranus).

* Indeling volgens chemische samenstelling
- planetoïden uit silicaten en koolstof.

- planetoïden uit metalen (roodachtig - geoxideerd).

- planetoïden uit neutrale silicaten.

- planetoïden hoofdzakelijk uit ijzer.


Dit verschil in samenstelling kan aan de hand van onderstaand schema verklaard worden. Na verhitting zinken de zwaarste elementen naar het midden en wordt een gelaagde structuur gevormd. Nadien worden door botsingen en inslagen stukken van de lagen geslagen, zodat andere lagen bloot komen te liggen. Dit wordt door onderstaande figuur verduidelijkt.

2.3.2. Kometen
Kometen zijn eigenlijk een soort vuile sneeuwballen, die bestaan uit samengeklonterde bevroren gassen en steen- of metaalachtige stof- en gruisdeeltjes. Ze zijn in zeer grote aantallen aanwezig in de buitenste delen van het zonnestelsel, ver buiten de baan van Pluto in wat men de Oort-wolk noemt. Dit is een gebied dat zich ver buiten de verste planeten uitstrekt met een diameter van wel 50 000 AE. De totale massa van de Oort-Wolk bedraagt zo'n 1 tot 2 aardmassa's. Het totale aantal komeetkernen erin wordt op 1,4 miljard geschat. Deze sneeuwballen kunnen echter door de gravitatie van de reuzenplaneten in een zeer langgerekte baan om de Zon terechtkomen.
* Evolutie van een komeetkern die in de nabijheid van de Zon komt
De kern van een komeet bestaat voor 75 % uit bevroren water en gassen (NH3, CO2) en voor 25% uit stofdeeltjes (silicaten en ijzer). Als de komeetkern de Zon nadert, zullen allerlei gassen beginnen te verdampen. Ook de vaste stoffen die vastgevroren zaten komen los. Nu vormt zich de coma: een gasomhusel om de kern. Deze coma kan een diameter hebben van 100 000 tot 10 miljoen km. Ze bestaat uit losse gasmoleculen en stofdeeltjes. Spectroscopie wees op de aanwezigheid van waterstof, zwavel, zuurstof, koolstof, natrium, ijzer, nikkel , kalium en calcium. Wanneer de komeet de Zon nadert worden de verschillende atomen en moleculen door de ultraviolette straling geïoniseerd. Tevens vormt zich een uitgestrekte waterstofwolk rond de coma. Wanneer de komeet nog dichter van de Zon komt worden door de positief geladen deeltjes van de zonnewind de eveneens positief geladen gassen van de coma weggeduwd. Nu vormen zich een of meerdere staarten. Meestal kan men een gasstaart en een stofstaart onderscheiden. De gasstaart kan 10 tot 100 miljoen kilometer lang zijn. De stofstaart die uit silicaatdeeltjes met een grootte van 1 micrometer bestaat, wordt gevormd doordat de stofdeeltjes in de coma door de stralingsdruk van de Zon worden weggeduwd. In zeldzame gevallen ziet men ook een antistaart, die naar de Zon toewijst, doordat er in de komeet deeltjes aanwezig zijn die tegengesteld geladen zijn aan de deeltjes van de zonnewind en die dus aantrekken.


* Indeling van de kometen volgens hun baan
Niet-periodieke kometen: Dit zijn kometen met een parabolische baan die om een of andere reden uit de Oort-wolk ontsnappen en de Zon naderen. De baan kan zich door gravitationele krachten en massaverlies wijzigen. Ongeveer de helft verlaat na een nadering voorgoed het zonnestelsel. De andere helft krijgt een elliptische baan.

Langperiodieke kometen: deze hebben een elliptische banen en omlooptijden tussen de 100 en 100 000 jaren. Een speciale groep zijn de zonneschampers, die bij hun nadering door de buitenste atmosfeerlagen van de Zon scheren.

Kortperiodieke kometen: deze hebben ook elliptische baan en een omlooptijd van minstens drie jaar. Ook de komeet van Halley behoort tot deze groep (periode van 76 jaar). Ongeveer de helft van deze kometen heeft een afstand tot de Zon tussen de 5 en de 6 AE. Dit komt ongeveer overeen met de afstand van Jupiter tot de Zon. Men noemt deze kometengroep dan ook de "Jupiterfamilie".


* Giotto bij Halley
De heldere komeet Halley was in februari 1986 in zijn perihelium. Vijf ruimtesondes werden er op afgestuurd: Vega 1 en 2 (USSR), Suisei en Sakigake (Japan) en de Europese Giotto die de komeet tot op 605 km naderde en voor de spectaculairste resultaten zorgde.

Zeer bekend zijn de foto's van de aardappelvormige kern, waaruit er een aantal "jets" van materie ontsnappen in de richting van de Zon en zo de coma rond de kern vormen. De kern zelf heeft een oppervlakte van zo'n 100 vierkante kilometer en heeft een breedte van 15 op 7 kilometer. De kern is enkel helder op de plaatsen waar de "jets" voorkomen. De rest is eerder donker. Per uur ontsnappen op deze plaatsen ongeveer 30 ton water en 5 ton stof aan de kern.

De samenstelling van de coma werd spectroscopisch onderzocht. Zoals verwacht is de meest voorkomende molecule de watermolecule (80%). De andere 20% bestaat uit koolstof, koolstofdioxide, zwavel en koolwaterstoffen. Naast al deze gassen komen er in de coma ook stofdeeltjes voor met een gewicht van 10-17 tot 10-4 gram. Ook werd er een zwak magnetisch veld ontdekt.


2.3.3. Meteoren.
* Meteoroïden, meteoren en meteorieten
Meteoroïden zijn kleine lichamen die al dan niet in grote zwermen in het zonnestelsel voorkomen met een grootte tussen 1 duizendste en 1 centimeter. Hun massa varieert tussen de 1 miljoenste gram en de 20 gram. Deeltjes met een grotere massa en diameter worden als planetoïden beschouwd. Hun oorsprong is drievoudig. Een deel zijn brokstukken die losgeslagen zijn door botsingen tussen planetoïden. Een ander deel is "afval" van kometen: materiaal dat bij periheliumnaderingen uit de kern is losgekomen en zich langs de komeetbaan heeft gegroepeerd. Ze kunnen echter ook afkomstig zijn van van krachtige vulkaanuitbarstingen of inslagen op Aarde en andere planeten, waarbij ze aan hun gravitatie zijn ontsnapt. Een speciale soort zijn de tectieten: druppelvormige lichaampjes die lang geleden als lavadruppeltjes aan de Aarde ontsnapten, terug in de atmosfeer terechtkwamen en neervielen.

Men spreekt slechts van een meteoor als zo'n meteoroïde in de aardatmosfeer terechtkomt. Door wrijving met de gassen in de dampkring verhit en verbrandt de meteoriet en laat een korte lichtflits met eventueel een nalichtend spoor na. Dit lichtverschijnsel noemt men een meteoor. Meestal brandt het brokstukje volledig op. Grotere brokstukken branden niet volledig op en kunnen op Aarde vallen. Dan spreekt men van een meteoriet. Ook de allerkleinste meteorieten, nl. de micrometeorieten komen op Aarde terecht. Deze zeer kleine microscopische deeltjes worden door de atmosfeer zodanig afgeremd dat ze naar het aardoppervlak toedwarrelen. Dagelijks belanden grote hoeveelheden ervan op Aarde. De meeste komen echter in de zee terecht.




* Indeling van de meteorieten
1° Steenmeteorieten. (90% van alle meteorieten)

- chondrieten: Deze bestaan voornamelijk uit silicaten en een weinig ijzer, ijzeroxide en koolstof. Ze bevatten chondrulen: bolvormige insluitsels van enkele millimeters groot.

- achondrieten: deze bevatten geen chondrulen en hebben ongeveer dezelfde samenstelling als de chondrieten.
2° Steenijzermeteorieten. (2%)

Deze bevatten een aanzienlijke hoeveelheid metalen, soms voor meer dan de helft.



3° Ijzermeteorieten.(8%)

Deze bestaan voor het grootste deel uit metalen. Binnenin vertonen ze vaak een gelijnde structuur: de Widmanstatten-figuren. Deze maken het grootste deel uit van de meteorieten die op Aarde gevonden zijn, aangezien ze de tocht door de atmosfeer het best overleven.




2.4. ONTSTAAN VAN HET ZONNESTELSEL.
In de moderne sterrenkunde wordt het ontstaan van de planeten en het kosmisch gruis in verband gebracht met het ontstaan van de Zon. De Zon is ontstaan uit een geboortenevel die zich op bepaalde plaatsen ging samentrekken. Op die plaatsen begint de temperatuur te stijgen. Na verloop van tijd ontstaan daar protosterren, in wiens binnenste al licht wordt uitgestraald zonder dat er kernreacties plaatsvinden. Later is de temperatuur voldoende hoog om kernreacties te laten plaatsvinden. Dan is een ster ontstaan.

Ongeveer 5 miljard jaar geleden ontstond op die manier de Zon. De restanten van de geboortenevel worden door de Zon aangetrokken. Slechts aan het equatorvlak, waar de middelpuntvliedende kracht het grootst is, groeperen de gassen en het stof zich in een schijf. Deze schijf roteert rond de Zon en krimpt meer en meer in. Hoe meer de schijf inkrimpt, hoe sneller ze gaat graaien. Op een bepaald moment zullen zich meerdere delen van de schijf afsplitsen en niet meer deelnemen aan de inkrimping. Op deze op plaatsen daalt de temperatuur geleidelijk en gaan de gassen zich condenseren tot stofdeeltjes.. Meerdere stofdeeltjes gaan met mekaar botsen en aan mekaar vastklitten. Na verloop van tijd vormen zich lichamen van enkele kilometer groot: de planetesimalen. Deze gaan onderling ook samenklitten en de protoplaneten vormen. Op een bepaald moment zal de massa zo groot zijn dat door inwendige druk het geheel gaat smelten. Hierbij zakken door de zwaartekracht de zwaardere stoffen naar het midden en blijven de lichtere boven. Deze allerlichtste zijn de gassen die een atmosfeer vormen. De zwaarste gaan de kern van de planeet vormen. Op dezelfde manier vormden zich ook de satellieten rond de planeten. Ringen ontstaan ook door afgescheiden delen van de gasschijf die door de getijdekrachten dicht bij de planeet niet tot volwaardige satellieten konden uitgroeien. De planetoïden werden gevormd op de plaats waar de aantrekkingskracht van de Zon en de reuzenplaneten ongeveer even groot was. Daar konden de planetesimalen bijgevolg niet versmelten tot planeten.

Het verschil tussen de joviaanse reuzenplaneten en de kleine terristrische planeten ontstond als volgt: door de hitte van de Zon was er dicht bij de Zon minder condensatie mogelijk en werd door de zwaartekracht het grootste deel van de gassen door de Zon naar zich toe gehaald. Het gevolg was dat er zich kleine vaste planeten met een ijle atmosfeer vormden. De atmosfeer van Venus, Aarde en Mars werd slechts later meer '"aangevuld" met gassen door vulkanisme, inslagen, foto-synthese en andere processen. Verder van de Zon liet de lagere temperatuur veel meer condensatie toe en werden gassen zoals waterstof en helium veel minder aangetrokken. Daardoor vormden zich reuzenplaneten met een grote vaste kern, een mantel van vloeibaar gas en een zeer dichte dampkring die voornamelijk uit waterstof, helium en waterstofverbindingen bestaat.

DEEL 3: De zon.


3.1. Algemene inleiding
- afstand: 149.000.000 km = 1 A.E.

- diameter : 1.392.000 km = 109 aarddiameters

- rotatietijd: 24,65 dagen

- energieflux: 4 . 1026 Watt (slechts een tweemiljardste deel bereikt de aarde)

- schijnbare magnitude: -26.75

- massa: 330 000 Aardmassa’s


De Zon is een gele ster van middelmatige grootte. De diameter van de zogeheten dagster bedraagt 1.392.000 kilometer. Dit komt overeen met ongeveer 109 aarddiameters. De Zon is 149.000.000 kilometer van ons verwijderd. Deze afstand wordt afl. de sterrenkunde als eenheid gebruikt: de astronomische eenheid. Afgekort wordt dit A.E..
De Zon wentelt om haar as, doch deze aswenteling is niet voor alle plaatsen op het zonneoppervlak gelijk. Dit komt doordat de Zon een gasvormig lichaam is. Aan de evenaar wentelt ze bijvoorbeeld vlugger dan aan haar polen. Wegens haar grote massa heeft de Zon een enorme aantrekkingskracht. Indien iemand op de Zon zou staan, wat uiteraard niet mogelijk zou zijn, dan zou die persoon 27,9 keer zo zwaar zijn als op Aarde. De massa van de Zon is 1,98 . 1033 kilogram.

De Zon neemt deel aan de rotatie van het melkwegstelsel. Zij bevindt zich op 10 000 parsec van hen middelpunt van het stelsel en beweegt zich dan ook met een grote snelheid (250 km/s) daarrond.


Hoe is de dagster nu opgebouwd ? We kunnen wel zeggen dat ze een gasbol is, maar toch is het zo dat we verschillende lagen in de Zon zelf en ook een soort atmosfeer rond de Zon kunnen onderscheiden. Wanneer we nu de bouw van de Zon bestuderen, dan bestuderen we in feite ook de bouw van iedere andere ster (hierbij enkele speciale categorieën van sterren buiten beschouwing gelaten). Zo wordt de fysische beschrijving van de Zon eigenlijk een fysische beschrijving van de sterren. Ook de verschijnselen die we op onze Zon waarnemen, mogen we hoogstwaarschijnlijk uitbreiden naar iedere andere 'normale' ster. Het onderzoek van de Zon is dus richtinggevend voor het onderzoek van alle sterren.


3.2. Bouw van de Zon

3.2.1. De kern: herkomst van de energie van de Zon
Het voornaam­ste bestanddeel van de Zon is waterstof. Door de enorme temperatuur in het binnenste van de Zon worden waterstofkernen gecombineerd tot heliumkernen. Men noemt dit KERNFUSIE. Vier waterstofatomen leveren 1 heliumkern, waarbij het massaverschil als energie vrijkomt ( 4.10-12 Joule). Zulke thermonucleaire reacties zijn slechts mogelijk bij extreem hoge temperaturen. Dit gebeurt in hoofdzaak via de proton-protoncyclus (Temperatuur gelegen tussen 10 en 20 miljoen K. )

Het nettoresultaat is dat vier waterstofkernen overgaan in één heliumkern, twee positronen (e+), twee neutrino’s en twee fotonen. Het massaverlies in deze reactieketen wordt omgezet in energie: 600 miljard kg waterstof wordt 595, 8 miljard kg helium; er is dus een verlies van 4, 2 miljard kg/s. Deze omzetting houdt de straling op peil. Het resultaat hiervan is dat de hoeveelheid helium diep in de bol toeneemt. Uiteindelijk zal de voorraad voor het omzetten in helium beschikbare waterstof uitgeput raken, maar dat zal pas over circa 4 miljard jaar het geval zijn. Het is deze eerste cyclus die overheerst op onze zon.




3.2.2. Energietransport van het centrum van de Zon naar haar oppervlak.
Dit energietransport gebeurt hoofdzakelijk via twee mechanismen:

a) stralingstransport

b) convectietransport




a) De stralingszone:

Bij de proton-protoncyclus zagen we dat er onder andere fotonen vrijkomen en ook neutronen. Deze deeltjes zijn erg energierijk. Zoals we reeds aanhaalden, zijn fotonen eigenlijk lichtdeeltjes; hun energiehoeveelheid is bepalend voor de golflengte van de elektromagnetische straling waarmee elk foton kan geassocieerd worden. De fotonen, dus straling, zorgen ervoor dat een gedeelte van de bij de kernfusiereacties vrijgekomen energie naar het zonsoppervlak wordt getransporteerd. Dit gebeurt in een zone net rond de kern van de Zon: de stralingszone of radiatieve zone.


b) De convectiezone:

Fotonen alleen zijn niet voldoende om alle geproduceerde energie naar de buitenste regionen van de zon te ver­voeren. Er is een tweede mechanisme nodig; namelijk dat van de convectie. Wat is nu convectie?

Hiervoor beschouwen we volgende proef: we verwarmen water tot een temperatuur van 100°C. Wat gebeurt er dan eigenlijk? In het begin van de proef heeft het water overal een gelijke temperatuur en dus ook dichtheid. Verwarmt men het water, dan zal in het begin de warmte zich gelijkmatig verspreiden. Doch wanneer het water al gedurende een zekere periode is verwarmd, zullen we kunnen waarnemen dat er belletjes opstijgen naar hen wateroppervlak. Dit komt omdat er in het water gebiedjes voorkomen waar het heter is dan in hun omgeving. Het komt er eigenlijk op neer dat de warmte op een bepaald ogenblik niet meer gelijkmatig is verdeeld over het hele watervolume. Op deze manier worden hetere bellen gevormd. Tijdens hun stijging geven deze bellen warmte af aan hun omgeving die zoals we reeds schreven koeler is dan de bel zelf. Op deze manier wordt dus ook energie getransporteerd van de warmere lagen naar de koudere. Dit proces noemen we convectie. We schetsen hier een voorbeeld met vloeistoffen, maar we mogen het begrip convectie evengoed uitbreiden naar gassen. Als voorbeeld van dit laatste kunnen we onze eigen aardatmosfeer geven: daar zullen de warmere luchtlagen ook naar boven stijgen (door het verschil in dichtheid in vergelijking met koudere lucht­lagen).

Het proces van de convectie is ook actief op de Zon. In een schil net onder het oppervlak van de Zon (tot op 100 000 kilometer diepte) gebeurt energietransport door convectie. En wat zelfs meer is: we kunnen het convectietransport ook van op Aarde waarnemen als een korrelige structuur op het oppervlak van de Zon: de zonnegranulatie



3.2.3. De fotosfeer

De fotosfeer is net boven de convectiezone gelegen en is zo'n 250 kilometer dik. Het is de laag van waaruit de voor ons zichtbare straling afkomstig is. We kunnen niet dieper in de Zon kijken dan tot de fotosfeer. De temperatuur bedraagt er ongeveer 6000 K.



3.2.4. De chromosfeer

Deze strekt zich nog enkele duizenden kilometers boven de fotosfeer uit. De chromosfeer is visueel het beste zichtbaar tijdens een totale zonsverduistering als het felle licht van de fotosfeer is afgeschermd door de Maan. De dichtheid ervan varieert van 1/1000 tot 1/10 000 van die in de fotosfeer. In de chromosfeer neemt de temperatuur toe van 4 800 K tot 20 000 K. In de hoge chromosfeer zelfs nog meer. Dit bovenste deel van de Zon is voortdurend in beweging. De materie is er immers niet in evenwicht en stroomt dus met snelheden tot 30 km/s weg. Deze deeltjesstroom noemt men de zonnewind.



3.2.5. De corona

De corona beeft een zeer kleine dichtheid. Deze is alleen bij een totale zonsverduistering zichtbaar of met een speciaal instrument: de coronaraag. De corona strekt zich tot zeer ver buiten de Zon uit. Haar vorm en grootte variëren met de zonneactiviteit. De temperatuur van de corona is zeer hoog: circa 1 miljoen K. De corona straalt ook radiostraling uit. In haar buitenste lagen gaat de corona geleidelijk over in de interplanetaire stofwolk.

Bij een zonsverduistering zijn in de corona soms "streamers" te zien: zichtbare, gasstromen die volgens de magnetische veldlijnen vanuit de polen "wegstromen".

3.3 Verschijnselen op de Zon

3.3.1. Zonne-activiteit
De Zon is een zeer woelig hemelobject. Voortdurend kan men in haar atmos­feer of op haar oppervlak verschijnselen waarnemen. Zo zien we vlekken ontstaan, groeien en weer verdwijnen, protuberansen rijzen omhoog in de chromosfeer, zonnevlammen flitsen op en de fakkels reizen met de zonnevlekken mee. Deze vier verschijnselen behoren tot de “actieve Zon” of de "zonneactiviteit". Gewoonlijk zijn ze met een "actief gebied" geassocieerd en nauw verbonden met het magnetis­me van de Zon. De zonet opgesomde verschijnselen keren steeds terug met een cyclustijd van zo' n 11 jaar. In het begin van die 11-jaren periode, tijdens het minimum, zijn heel weinig verschijnselen te zien. Na drie tot vijf jaar neemt het aantal verschijnselen alsmede de heftigheid ervan snel toe. Bij het begin van de 11 jaar staan de verschijnselen op vrij hoge zonne-breedte, dit wil zeggen op bijvoorbeeld een 35°, om daarna geleidelijk naar de zonne-evenaar te verschuiven




  1   2   3   4   5   6


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

    Hoofdpagina