sciencetalk

Ik had nog een vraag. Welke telescoop raden jullie mij aan? Ik zou graag in iedergeval goed het heelal willen zien nouja de sterren en de maan en mars.

We hebben als ik het mij niet vergis eerst nog een andere groot vuurwerk. Een botsing tussen ons melkwegstelsel en het andromeda nevel. Die botsing begint (op grote afstand) over ongeveer 1 miljard jaar en zal waarschijnlijk resulteren in een fusie van de twee.

Volgens mijn informatie,laat die botsing nog 5 a 6 miljard jaar op zich wachten.

ik vind hierover verschillende cijfers. Ook mededelingen dat ze de naderingssnelheid niet goed kunnen bepalen en er daarom best 1 of 2 miljard jaar naast kunnen zitten.

Het Forum van de sterrewacht Lansbergen is mogelijk wat voor je;hierbij de URL:

http://www.lansbergen.net/

Bedankt voor je link, En bedankt allemaal voor de informatie.

Volgens mijn informatie,laat die botsing nog 5 a 6 miljard jaar op zich wachten.

Het duurt rond de 5 miljard jaar voordat het midden bij de botsing betrokken worden. Als je echter de uiterste grenzen van de twee beschouwd kan het al over 1 miljard jaar beginnen.

De zon zet materie om in licht, dus ja... de zon verliest massa en op een gegeven moment is de massa te klein om nog een zon te zijn. Gelukkig is de zon vrij groot dus dat duurt nog wel een paar miljard jaar.

Verlies van massa is niet de oorzaak van het einde van een ster. Onze zon verliest al sinds zijn ontstaan ongeveer 4 miljoen ton massa per seconde en dat zal hij nog ruim 5 miljard jaar blijven doen. Die 4 miljoen ton lijkt in onze ogen misschien veel, maar voor de zon met zijn massa van 2 x 10²⁷ton betekent dat vrijwel niets.

Het is zelfs zo dat hoe groter de massa, des te sneller een ster zal opbranden, want het verbruik van de voorraad nucleaire brandstof is evenredig met de derde macht van zijn massa. De levensduur van een ster is dus omgekeerd evenredig met het kwadraat van de massa.

Dus ik heb gelijk?

Ik zeg alleen dat de zon lichter wordt en op een gegeven moment te licht is om nog als zon te kunnen functioneren.

Behalve je eerste zin, zeg jij hetzelfde.

Behalve je eerste zin, zeg jij hetzelfde.

En dus zegt Michael Tuk iets héél anders.

Ik zeg alleen dat de zon lichter wordt en op een gegeven moment te licht is om nog als zon te kunnen functioneren.

De zon blijft zwaar zat. Aleen zit er tegen het eind van het leven van onze Zon niet voldoende waterstof meer op een plaats met voldoende hoge druk en temperatuur om het fusieproces te laten doordraaien. Want de kern zit vol met andere rommel (o.a. koolstof tegen die tijd) en de zon is niet zwaar genoeg om voldoende hoge druk en temperatuur te genereren in de kern om dát nog voldoende te doen fuseren.

Aan het eind van haar leven zal de zon nog 90% van de waterstof bevatten waarmee ze begon. De rest is omgezet in helium en zwaardere elementen. En al met een heel klein beetje massa is omgezet in energie. Ik heb geen zin om te gaan uitrekenen hoeveel, maar dat zal ruim minder dan 1% zijn. Dus je kunt moeilijk zeggen dat de zon te licht wordt. Er bestaan nog zat kleinere sterren.

Beetje late reactie.

Als je een beetje overweg kan met een computer en je vind die google optie al mooi raad ik je aan eens celestia te proberen. Dit programma is gratis te downloaden en bevat alle basis informatie al. Verder is het programma nog uit te breiden met bijv alle kometen / stelieten etc.

http://www.shatters.net/celestia/

Is het ook niet zo dat door de kernfusie in de zon de waterstof opraakt en de zon gaat uitdijen doordat de zon alleen nog maar uit helium bestaat ?

dustin

Is het ook niet zo dat door de kernfusie in de zon de waterstof opraakt

Aan het eind van haar leven zal de zon nog 90% van de waterstof bevatten waarmee ze begon.

De zon zal blijven opwarmen tot de waterstof op is.

Dan zal de zon heel snel afkoelen en gaan uitzetten tot een rode reus.

Hierna worden de buitenste lagen van de zon afgestoten als ee planetaire nevel

en zal er een witte dwerg overblijven.

richel_richel schreef:De zon zal blijven opwarmen tot de waterstof op is.

Dan zal de zon heel snel afkoelen en gaan uitzetten tot een rode reus.

Hierna worden de buitenste lagen van de zon afgestoten als ee planetaire nevel

en zal er een witte dwerg overblijven.

Het uitzetten van de zon komt door versnelde fusiereacties wat juist een gevolg is door temperatuurstijging.

Wanneer in het centrale deel van de zon de waterstofvoorraad uitgeput raakt, ontstaat er een gebied met hoge heliumconcentratie, waarin geen fusiereacties meer optreden. De fusiezône gaat zich meer en meer naar buiten bewegen en vreet zich als het ware een weg door de zon naar gebieden, waar nog waterstof over is. Het aantal deeltjes in het centrale gebied van de zon wordt door de fusiereacties sterk verminderd: uit vier protonen wordt steeds één heliumkern gevormd. Hierdoor daalt de druk. Het helium zal daarom door de omringende mantel worden samengeperst. Dat betekent, dat er deeltjes naar het centrale deel van de zon gaan 'vallen' en dat levert een afname van de gravitatieenergie, die vrijkomt als warmte.Die temperatuurstijging versnelt de fusiereacties, waardoor de reactiezône met steeds grotere snelheid naar de oppervlakte van de zon zal bewegen en door zijn hitte de zon begint 'op te blazen'.

Aanvankelijk stijgt daarbij de lichtkracht méér dan de straal, totdat 12% van de waterstofvoorraad in helium is omgezet. Daarna gaat de inwendige temperatuur méér stijgen dan de oppervlaktetemperatuur. Deze laatste gaat zelfs dalen door de enorme vergroting van de alsmaar uitzettende ster.

Gaandeweg wordt in de kern een temperatuur bereikt van 10⁸ K. Dat is een mijlpaal in het leven van de zon, want bij die temperaturen kunnen andere kernreacties op gang komen. Heliumkernen gaan reacties met elkaar aan, waardoor er de zwaardere kernen van koolstof, stikstof, zuurstof enz. worden gevormd, tot silicium toe. De temperatuur is dan wel gestegen tot zo'n 6 . 10⁸ K. Kortom, de kern van de zon, die aanvankelijk de indruk maakte te zijn uitgepraat, begint dan weer aardig mee te doen. Daarbij gaat de lichtkracht van de zon weer enorm toenemen. Toch moeten we deze energieproduktie als een soort 'roofbouw'bestempelen. Alle energie die er in dit stadium wordt geproduceerd is misschien slechts ééntwintigste van die van waterstoffusie en als rode reus blijft de zon nu in een schrikbarend tempo zijn energie verkwisten.

Daarbij komt er voor de zon nog een probleem om de hoek kijken, dat weldra zelfs de overhand zal krijgen, namelijk een verliespost in de vorm van neutino's. Deze deeltjes hebben een verwaarloosbare massa, maar kunnen wél een stevige portie energie transporteren. Wanneer de zon een temperatuur bereikt van 10⁹ K, voeren neutrino's 10⁷ maal zoveel energie uit de ster weg als de fotonen doen. Zonder dit 'lek' zou de zon nog wel 10⁴ tot 10⁵ jaar kunnen leven als rode reus. Door het neutrinolek wordt dat teruggebracht tot slechts enkele jaren. Het einde is dan nabij: de temperatuur loopt in snel tempo op en er kunnen dan door fusie allerlei nieuwe elementen worden opgebouwd, tot ijzer aan toe.

Bij 6 . 10⁹ K gaat het definitief fout. IJzer is nl. het stabielste element en wanneer de temperatuur nog hoger wordt, maakt het niet uit of ijzerkernen in kleinere stukken worden gespleten (kernsplitsing), of door fusie grotere kernen vormen, er komt geen energie meer vrij: het is een endotherme reactie. De daarvoor benodigde energie wordt aan de kern van de zon onttrokken. Hierdoor dalen temperatuur en druk van de kern zo snel, dat er welhaast een vacuum wordt gevormd! De zon zal dus imploderen.

Tijdens dit gebeuren zal een deel van de waterstof die zich nog in de buitenste lagen bevindt voldoende verhit en verdicht worden om kernfusie mogelijk te maken, waardoor er een soort explosie plaatsvindt die een deel van de stermaterie wegslingert. De daardoor onstane uitdijende wolk van gas rond een in elkaar stortende ster noemt men planetaire nevel.

Die afkoeling en afstoting van de buitenste lagen is dus na het rode-reus stadium.