Altijd geleerd : Stofwolk , zwaartekracht , stofwolk stort ineen , temperatuur loopt op , stofwolk stort steeds sneller ineen (omgekeerd kwadraat) , temperatuur loopt op ... BANG H-fusie in het centrum, equilibrium tussen zwaartekracht inwaarts, en warmte energie uitwaarts houdt de ster in stand...
Komt bekend voor, nietwaar ?
Nu komt mijn vreemde vraag. Is dit in de praktijk echt mogelijk ?
Als men van een fietspomp de nippel goed afsluit en de zuiger omlaag duwt, neemt de druk in de pomp toe. Duwt men de zuiger zover omlaag dat de lucht in de pomp tot de helft van zijn oorspronkelijke volume is samengedrukt (en WACHT men tot de lucht weer op de omgevingstemperatuur is gekomen), dan is de druk in de pomp tweemaal zo hoog geworden.
Zoals je uit dit bekende fietspomp voorbeeld kan aflezen, zie je al dat de temperatuur de druk naar buiten toe (T) groter is dan naar binnen (M) toe.
Kan iemand mij voorrekenen dat de massa inderdaad de warmte kan beteugelen in de kern ?
Bovendien op het moment van waterstof fusie neemt de thermische energie nog eens explosief toe.
Al volgen de gaswetten van Boyle en Gay-lussac zou de warmte uit de wolk zich gewoon door de wolk verplaatsen naar een gebied van lagere druk.
Voor zover ik het kan berekenen zou een ster slechts kunnen ontstaan volgens dit model in de meest ideale situatie. (volledig evenredig verdeelde massa) en vervolgens direct volledig ontploffen wanneer de fusie begint in de kern.
Hoe is het mogelijk dat dit model van ster-evolutie, van boek tot in scholen, nog steeds gedoceerd wordt ? Heeft iemand voor mij een link naar een website waar dit huidige model voorgerekend wordt ?
Ik ben echt erg benieuwd.
Ster vorming, wie wint ? M of T ?
Moderators: Michel Uphoff, jkien
-
reflechir
- Artikelen: 0
- Berichten: 7
- Lid geworden op: zo 15 nov 2015, 09:33
-
Michel Uphoff
- Moderator
- Artikelen: 0
- Berichten: 8.167
- Lid geworden op: di 01 jun 2010, 00:17
Re: Ster vorming, wie wint ? M of T ?
De berekeningen voor het hydrostatisch evenwicht binnen sterren zijn behoorlijk complex. Een ster is geen homogene massa; de dichtheid neemt toe naarmate de kern genaderd wordt, en er zijn vaak meerdere processen die zich op verschillende diepten afspelen, zodat de ster als een ui in lagen onderverdeeld moet worden. Voor ieder van die lagen dient dan het evenwicht tussen stralingsdruk en gravitatie te worden uitgerekend.
De straling kan niet zo eenvoudig uit de ster verdwijnen als jij lijkt te veronderstellen. De extreem energierijke fotonen uit de kern botsen continue tegen deeltjes aan, worden geabsorbeerd en opnieuw uitgezonden. Tijdens dit proces wisselen ze energie uit aan de andere lagen van de ster en de aanvankelijke gammastraling wordt uitgestraald als röntgenstraling, uv straling, zichtbaar licht en infrarood. Door een onvoorstelbaar aantal botsingen/absorpties/emissies komen ze na een kris-kras reis van tienduizenden jaren pas bij het oppervlak aan.
In de Zon wordt per seconde 564,2 miljoen ton waterstof omgezet in 560 miljoen ton helium. Er wordt dus 4,2 miljoen ton materie omgezet in energie, en dat levert ongeveer 3,8.1026 Watt op. Een deel daarvan komt bij de Aarde aan, die op 150.000.000 km afstand van de Zon staat. Na het boloppervlak van de Aardbaan bepaald te hebben levert het sommetje op dat er per vierkante meter Aardoppervlak ongeveer 3,8.1026 W / 2,8.1023 m2 = 1360 W/m2aankomt.
3,8.1026 Watt lijkt vreselijk veel, en je zou denken dat dat de Zon uiteen zou kunnen rijten. Maar je kan het ook op een andere manier bekijken; de Zon heeft een massa van ongeveer 2.1030 kg. Per kg zonnemassa wordt gemiddeld dus slechts 0,2 milliwatt energie geproduceerd. Het menselijk lichaam produceert ongeveer 95 Watt, dus per kg ruwweg 6000 keer meer warmte dan de Zon.
De fusie in een ster als de Zon is dus niet zoals vaak wordt gedacht een bijna explosief gebeuren, maar een erg geleidelijk proces waarbij relatief weinig energie vrijkomt. Daarom kan de fusie er 10 miljard jaar doorgaan, en dan nog is maar ruwweg 30% van de totale waterstofvoorraad omgezet in helium.
Verder moet je je realiseren dat de energieproductie in de kern van de Zon afhankelijk is van de dichtheid en de temperatuur. Hoe hoger de dichtheid en temperatuur, hoe sneller de fusie plaatsvindt hoe meer stralingsdruk er ontstaat, hoe meer de kern opzwelt. Maar als de kern opzwelt nemen de dichtheid en temperatuur af, en daarmee vermindert de energieproductie door fusie. Bij afnemende stralingsdruk door minder fusie zal de gravitatie de kern weer meer samenpersen, waardoor de druk en temperatuur toenemen en de fusiereacties weer feller worden et cetera. Het is dus een zichzelf stabiliserend proces.
Hoe je dat evenwicht precies berekent is lastig. Factoren zijn: Druk (van materie en door straling), dichtheid, transparantie voor fotonen, temperatuur, uitgestraalde hoeveelheid energie per tijdseenheid, en de hoeveelheid energieopwekking door fusie. In dit Wikipedia artikel wordt een vereenvoudigd rekenmodel gegeven. Wil je graag zelf dat hydrostatisch evenwicht en van alles dat daar bij komt kijken berekenen, dan is de bijlage een mooi begin.
Bijlage:
Omdat het een in detail weliswaar complex, maar zeer goed bestudeerd en begrepen fenomeen is. De kwintessens is echter heel eenvoudig: Het hydrostatisch evenwicht tussen de inwaartse gravitatiekracht en uitwaartse stralingsdruk laat de ster voortbestaan.
De straling kan niet zo eenvoudig uit de ster verdwijnen als jij lijkt te veronderstellen. De extreem energierijke fotonen uit de kern botsen continue tegen deeltjes aan, worden geabsorbeerd en opnieuw uitgezonden. Tijdens dit proces wisselen ze energie uit aan de andere lagen van de ster en de aanvankelijke gammastraling wordt uitgestraald als röntgenstraling, uv straling, zichtbaar licht en infrarood. Door een onvoorstelbaar aantal botsingen/absorpties/emissies komen ze na een kris-kras reis van tienduizenden jaren pas bij het oppervlak aan.
In de Zon wordt per seconde 564,2 miljoen ton waterstof omgezet in 560 miljoen ton helium. Er wordt dus 4,2 miljoen ton materie omgezet in energie, en dat levert ongeveer 3,8.1026 Watt op. Een deel daarvan komt bij de Aarde aan, die op 150.000.000 km afstand van de Zon staat. Na het boloppervlak van de Aardbaan bepaald te hebben levert het sommetje op dat er per vierkante meter Aardoppervlak ongeveer 3,8.1026 W / 2,8.1023 m2 = 1360 W/m2aankomt.
3,8.1026 Watt lijkt vreselijk veel, en je zou denken dat dat de Zon uiteen zou kunnen rijten. Maar je kan het ook op een andere manier bekijken; de Zon heeft een massa van ongeveer 2.1030 kg. Per kg zonnemassa wordt gemiddeld dus slechts 0,2 milliwatt energie geproduceerd. Het menselijk lichaam produceert ongeveer 95 Watt, dus per kg ruwweg 6000 keer meer warmte dan de Zon.
De fusie in een ster als de Zon is dus niet zoals vaak wordt gedacht een bijna explosief gebeuren, maar een erg geleidelijk proces waarbij relatief weinig energie vrijkomt. Daarom kan de fusie er 10 miljard jaar doorgaan, en dan nog is maar ruwweg 30% van de totale waterstofvoorraad omgezet in helium.
Verder moet je je realiseren dat de energieproductie in de kern van de Zon afhankelijk is van de dichtheid en de temperatuur. Hoe hoger de dichtheid en temperatuur, hoe sneller de fusie plaatsvindt hoe meer stralingsdruk er ontstaat, hoe meer de kern opzwelt. Maar als de kern opzwelt nemen de dichtheid en temperatuur af, en daarmee vermindert de energieproductie door fusie. Bij afnemende stralingsdruk door minder fusie zal de gravitatie de kern weer meer samenpersen, waardoor de druk en temperatuur toenemen en de fusiereacties weer feller worden et cetera. Het is dus een zichzelf stabiliserend proces.
Hoe je dat evenwicht precies berekent is lastig. Factoren zijn: Druk (van materie en door straling), dichtheid, transparantie voor fotonen, temperatuur, uitgestraalde hoeveelheid energie per tijdseenheid, en de hoeveelheid energieopwekking door fusie. In dit Wikipedia artikel wordt een vereenvoudigd rekenmodel gegeven. Wil je graag zelf dat hydrostatisch evenwicht en van alles dat daar bij komt kijken berekenen, dan is de bijlage een mooi begin.
Bijlage:
Hoe is het mogelijk dat dit model van ster-evolutie, van boek tot in scholen, nog steeds gedoceerd wordt ?
Omdat het een in detail weliswaar complex, maar zeer goed bestudeerd en begrepen fenomeen is. De kwintessens is echter heel eenvoudig: Het hydrostatisch evenwicht tussen de inwaartse gravitatiekracht en uitwaartse stralingsdruk laat de ster voortbestaan.
-
jkien
- Moderator
- Artikelen: 0
- Berichten: 5.693
- Lid geworden op: ma 15 dec 2008, 14:04
Re: Ster vorming, wie wint ? M of T ?
Michel Uphoff schreef:Per kg zonnemassa wordt gemiddeld dus slechts 0,2 milliwatt energie geproduceerd. Het menselijk lichaam produceert ongeveer 95 Watt, dus per kg ruwweg 6000 keer meer warmte dan de Zon.
Wat een leuke vergelijking!
-
reflechir
- Artikelen: 0
- Berichten: 7
- Lid geworden op: zo 15 nov 2015, 09:33
Re: Ster vorming, wie wint ? M of T ?
Michel, bedankt voor je uitgebreide antwoord ! 
-
Bladerunner
- Artikelen: 0
- Berichten: 1.390
- Lid geworden op: wo 12 aug 2015, 14:55
Re: Ster vorming, wie wint ? M of T ?
Aan het begin van de hedendaagse moderne astronomie kwam men tot de conclusie dat de energieproductie in de zon (en daarmee ook alle andere sterren) zo snel en ongecontroleerd zou moeten verlopen dat een ster binnen enkele miljoenen jaren opgebrand was. (Men dacht namelijk dat de warmte net als bij een fietspomp door compressie ontstond). Dit was duidelijk niet het geval omdat de bewezen leeftijd van de Aarde dit tegensprak.
Het antwoord hierop was kernfusie.
Nu denkt men meestal dat uit een paar H atomen direct een He atoom ontstaat, maar het verloopt iets anders. 1) Eerst ontstaat er uit waterstof deuterium en twee daarvan vormen een soort lichte variant van 2) Helium. Pas als die versmelten heb je 3) echte Helium. Bij elk van deze drie stappen komt energie vrij, ook bij de laatste stap en daar komen ook protonen bij vrij die met waterstof weer deuterium kunnen vormen voor een nieuwe cyclus. Dit noemt men de proton-proton reactie.
Dus naast het feit dat de ontstane energie door absorptie en emissie vrij langzaam naar het oppervlak beweegt is de fusie zelf een proces dat in ieder geval voor een deel zichzelf voedt met nieuwe energie.
Het antwoord hierop was kernfusie.
Nu denkt men meestal dat uit een paar H atomen direct een He atoom ontstaat, maar het verloopt iets anders. 1) Eerst ontstaat er uit waterstof deuterium en twee daarvan vormen een soort lichte variant van 2) Helium. Pas als die versmelten heb je 3) echte Helium. Bij elk van deze drie stappen komt energie vrij, ook bij de laatste stap en daar komen ook protonen bij vrij die met waterstof weer deuterium kunnen vormen voor een nieuwe cyclus. Dit noemt men de proton-proton reactie.
Dus naast het feit dat de ontstane energie door absorptie en emissie vrij langzaam naar het oppervlak beweegt is de fusie zelf een proces dat in ieder geval voor een deel zichzelf voedt met nieuwe energie.
