UFO'S of UAP'S, ASTRONOMIE, RUIMTEVAART, ARCHEOLOGIE, OUDHEIDKUNDE, SF-SNUFJES EN ANDERE ESOTERISCHE WETENSCHAPPEN

Als je ze ziet twinkelen aan de hemel zou je het niet zeggen. Maar al deze sterren worden mede mogelijk gemaakt door catastrofale explosies. En velen ervan komen door zo’n zelfde explosie aan hun einde.

Je hebt vast wel eens naar de hemel gestaard en je misschien afgevraagd wat al deze lichtpuntjes die wij sterren noemen nu werkelijk zijn en hoe het leven van een ster, zoals onze zon, begint en verdergaat. Na het lezen van dit artikel heb je antwoorden op al deze vragen.

Geboorte
Sterren ontstaan door het samentrekken van gaswolken (nevels) die wel enkele lichtjaren – de afstand die licht aflegt in een jaar tijd – breed kunnen zijn. De ineenstorting ontstaat onder de invloed van zijn eigen gewicht en de zwaartekracht. Dit proces kan enkele honderdduizenden jaren duren. Het grootste deel van zo’n gaswolk bestaat uit de lichtste elementen van ons universum: waterstof en helium. De rest zijn zwaardere elementen. Dit zijn overblijfselen van oudere sterren die aan hun einde gekomen zijn door middel van een supernova explosie. Hier komen we later op terug.
Zodra zo’n gaswolk begint ineen te storten, zal ook de temperatuur stijgen. Niet al het materiaal beweegt zich naar één punt, maar een gaswolk splitst zich op in meerdere subgaswolken. In de kern van zo’n subgaswolk komt materiaal samen en begint steeds sneller rond te draaien. Als gevolg daarvan wordt er een compact lichaam gevormd dat we een protoster noemen. De hoeveelheid van het beschikbare materiaal bepaalt hoe heet en groot de ster wordt. Ook komt het regelmatig voor dat er een dubbelstersysteem of soms zelfs een meervoudig sterysteem ontstaat, waarbij er dus meerdere sterren gravitationeel aan elkaar gebonden zijn.

Niet al het materiaal van een subgaswolk vormt een protoster. Dit betekent dat een ander deel rond de protoster in banen blijft draaien. Dit wordt de protoplanetaire schijf genoemd, waaruit later planeten kunnen ontstaan. Ondertussen stopt langzaam de ineenstorting van het materiaal van de protoster, doordat er ook een uitwaartse stralingsdruk is vanuit de kern. Zodra de zwaartekracht en de stralingsdruk in balans zijn, is de protoster stabiel en wordt dan een ster genoemd. De temperatuur is door de samendrukking van de atomen hoog genoeg geworden om kernfusie op gang te laten komen. Je kunt dan ook wel zeggen dat een ster eigenlijk een natuurlijke kernfusiereactor is.

Kernfusie
Als eerste worden waterstofatomen door kernfusiereacties gefuseerd tot heliumatomen. Vier waterstofatomen zijn gelijk aan één heliumatoom plus een resterende massa. Deze overgebleven hoeveelheid massa wordt door de welbekende formule van Einstein 𝐸 = 𝑚𝑐2 omgezet in energie. Deze energie zorgt voor extra weerstand tegen ineenstorting.
Over het volledig omzetten van een waterstofkern naar helium doet een gemiddelde ster ongeveer 90% van zijn leven (een ster leeft miljarden jaren). Zodra de ster zijn waterstof volledig ‘opgebrand’ heeft in de kern, stoppen de kernfusies en heb je een heliumkern. Omdat de temperatuur nog niet hoog genoeg is om helium te gaan fuseren, begint de kern weer in elkaar te krimpen en de temperatuur te stijgen. Aan de buitenrand van de kern zit nog waterstof en deze temperatuur stijgt ook, totdat het hier warm genoeg is voor de fusie van waterstof. De kern krimpt in de tussentijd, waardoor de temperatuur steeds meer toeneemt en de waterstoffusie in de buitenrand van de kern versnelt. Uiteindelijk is de temperatuur in de kern hoog genoeg geworden om helium te gaan fuseren tot koolstof en zuurstof.

Kernfusie. Links tijdens waterstoffusie, rechts tijdens heliumfusie in de kern en waterstoffusie in een schil er omheen.

Rode reus
Als er buiten de kern een fusieproces plaatsvindt, gaat de ster plotseling veel meer energie opwekken en begint op te zwellen. Doordat de oppervlakte toeneemt, neemt de oppervlaktetemperatuur af en verandert de ster van kleur. In dit stadium wordt de ster een ‘rode reus’ genoemd. Dit is een vrij instabiele periode in het leven van een ster. De ster is aan het opzwellen en inkrimpen. Als een ster lichter is dan 2,2 maal de massa van de zon en de temperatuur opgelopen is tot 100-200 miljoen, ontstaat er een plotselinge heliumflits. Tijdens zo’n heliumflits komt er net zoveel energie vrij als alle sterren in de Melkweg in dezelfde periode opwekken. Bij zwaardere sterren gaat de kernfusie van helium naar koolstof en zuurstof een stuk geleidelijker, waardoor er geen plotselinge heliumflits ontstaat.

Laatste levensfases
Wat er volgt in het leven van een ster is sterk afhankelijk van de grootte van de ster. Je zou misschien verwachten dat een kleinere ster een korter leven heeft. Dit is niet zo. Hoe groter, hoe korter het leven, omdat de kernfusies langzamer gaan in kleinere sterren. Zo kan de lengte van het leven van een ster variëren tussen de 1 miljoen en 100 miljard jaar.
Sterren met een massa tussen de 0,08 en 0,5 maal de massa van de zon, worden ‘rode dwergen’ genoemd. Over hun laatste levensfases is weinig bekend, omdat ons universum nog te jong is om dit type ster de tijd te geven om op een natuurlijke manier aan zijn einde te komen.
Voor sterren die lichter zijn dan achtmaal de massa van onze zon, is er geen volgende stap nadat het helium in de kern uitgefuseerd is, omdat er geen temperatuur behaald kan worden die zorgt voor fusie van koolstof. Uiteindelijk zal de kern samendrukken totdat er geen samenpersing meer mogelijk is. Op dit moment heet de ster een ‘witte dwerg’. De witte dwerg kan zijn buitenste lagen niet meer vasthouden en deze worden afgestoten en vormen een planetaire nevel (dit heeft overigens niks met planeten te maken). Dit lot staat onze zon dus ook te wachten. Maar geen paniek: het duurt nog 5 miljard jaar voordat onze zon door zijn waterstofvoorraad heen zal zijn.

“BEDENK DAT BIJNA AL HET MATERIAAL DAT JE IN HET DAGELIJKS LEVEN OM JE HEEN ZIET, OF HET IJZER DAT IN JE BLOED ZIT, UITEINDELIJK GROTENDEELS GEPRODUCEERD IS IN ZWARE STERREN”

Voor sterren die grofweg zwaarder zijn dan achtmaal de massa van onze zon is het wel mogelijk om een temperatuur te bereiken waarbij koolstof gefuseerd kan worden tot neon. Verder vindt nog, in verschillende lagen rond de kern, fusie van de lichtere elementen (waterstof, helium en koolstof) plaats. Hoe dichter bij de kern, hoe warmer en hoe zwaarder de elementen zijn die gefuseerd worden. De kernfusies van steeds zwaardere elementen gaan door totdat ijzer in de kern ontstaat. Dit element wordt niet gefuseerd tot zwaardere elementen, omdat de fusie in plaats van energie oplevert, juist energie kost. Als gevolg valt de druk vanuit de kern weg en stort de ster in onder zijn eigen zwaartekracht. Dit resulteert in een heftige explosie, welke ook wel bekend staat als een supernova. Voor sterren met een kern lichter dan driemaal de massa van de zon, blijft de kern over als een neutronster. Dit is een ster met een enorme grote dichtheid. Het kan zijn dat zo’n ster misschien maar een diameter van 10 km heeft, terwijl het gelijk is aan de massa van de zon. Als de ster zwaarder is, dan zal de kern imploderen en veranderen in het welbekende – maar toch mysterieuze – zwarte gat. Dit is een extreem compacte ‘massa’, die de ruimtetijd heftig vervormt. Hieraan kan niks ontsnappen, zelfs licht niet.

De elementen die door een supernova uitgestoten worden, zijn de zware elementen die weer in andere gaswolken terechtkomen. De explosie van zo’n supernova kan ook een gaswolk weer triggeren om ineen te storten. Op deze manier ontstaan er weer nieuwe sterren en begint het hele verhaal weer van voor af aan…

Over de auteur
Jurjen de Jong (1993) heeft een bachelor wiskunde en bachelor natuurkunde behaald in Utrecht en een master wiskundige natuur-en sterrenkunde in Gent afgerond. Onlangs rondde hij de master-na-master in Space Studies in Leuven af met een stage bij de ESA en momenteel werkt hij als data scientist. Jurjen leest graag over de verschillende ontdekkingen en ontwikkelingen op wetenschapsgebied en door er over te schrijven hoopt hij zijn kennis te delen met een groter publiek. Zijn artikelen verschijnen niet alleen op Scientias.nl, maar ook op een blog die hij recent lanceerde: Asbronomers.com. Eerder verscheen van Jurjens hand al dit interessante artikel waarin hij uitzoekt of het nodig is dat ook de ruimtevaart groener wordt. Ook zocht hij voor Scientias.nl uit of de ruimtelift werkelijk toekomst heeft. Recent publiceerde hij ook artikelen over ruimtemijnbouw en de slimme stad.

Het zou zomaar kunnen nu er recent – na een lange periode van afwezigheid – weer zonnevlekken op onze moederster zijn gespot.

De dag voor kerst zagen astronomen twee groepen zonnevlekken op onze moederster. Nu hoor ik je denken: zo bijzonder is dat toch niet? Nou, de astronomen keken er toch even van op. Want de zon was al sinds 14 november 2019 vrij van zonnevlekken. De laatste keer dat de zon zo’n lange periode zonnevlekvrij was, was in 1996.

Cyclus
Die inactiviteit is te herleiden naar de cyclus van de zon. Onze moederster doorloopt namelijk een grofweg 11 jaar durende cyclus die gekenmerkt wordt door een zonneminimum – een periode waarin de zon heel rustig is en weinig zonnevlekken en zonnevlammen genereert – en een zonnemaximum, waarin de ster juist veel actiever is. Het zonnemaximum vond in 2014 plaats. Sindsdien neemt de activiteit op de zon af en is het wachten op het zonneminimum dat tevens het einde van deze zonnecyclus en het begin van een nieuwe markeert. Onderzoekers voorspelden eerder dat het zonneminimum zich rond april 2020 aan zou dienen. Maar dat kon ook zes maanden later of zes maanden eerder worden; de ervaring leert dat de zon het niet zo nauw neemt met de tijd.

Nu er na een lange periode van rust weer zonnevlekken op de zon opduiken, is de grote vraag of dit dan het zonneminimum was en daarmee dus een nieuwe zonnecyclus is aangebroken. Wetenschappers hebben meer data nodig om met zekerheid te kunnen zeggen dat deze zonnevlekken daadwerkelijk een nieuwe zonnecyclus inluiden, maar dat een nieuwe cyclus aanstaande is, staat vast en wordt door de komst van de zonnevlekken duidelijk onderschreven.

Wat brengt het ons?
Wat die nieuwe zonnecyclus ons brengt, is altijd enigszins koffiedik kijken. De ene cyclus is namelijk de andere niet. Soms verloopt zo’n cyclus – zoals het exemplaar waar we nu nog net (of net niet meer) inzitten – vrij gemoedelijk en is de zon zelfs tijdens het zonnemaximum nog relatief rustig. Maar er zijn ook cycli geweest waarin het zonnemaximum gekenmerkt werd door een hoop onrust op de zon. Die onrust komt tot uiting in veel zonnevlekken, zonnevlammen, en meerdere zogenoemde coronale massa-ejecties per dag. Met name die coronale massa-ejecties kunnen nog weleens venijnig zijn; tijdens deze uitbarstingen op de zon worden energierijke deeltjes en magnetische velden de ruimte ingeslingerd. Deze kunnen behalve een fraai poollicht genereren, ook schade aanrichten aan satellieten in een baan rond de aarde en – in uitzonderlijke gevallen – zelfs voor problemen zorgen op aarde (zie kader).

Onze aarde wordt omringd door een magnetisch veld dat ons onder meer beschermt tegen de grillen van de zon. Maar heel soms schiet dat aardmagnetisch veld tekort. Dat kan gebeuren als er sprake is van een samenloop van omstandigheden die leidt tot een extreme, op de aarde gerichte, uitbarsting op de zon. Dat gebeurde bijvoorbeeld in 1859. Een coronale massa-ejectie raakte toen de aardse magnetosfeer – de invloedssfeer van het magnetisch veld dat de aarde zelf genereert – waardoor deze verstoord raakte. Het leidde tot het uitvallen van de telegraafverbinding tussen Europa en Amerika. En in 1989 zorgde de zon er zo voor dat een elektriciteitsnetwerk in Canada werd uitgeschakeld en zo’n zes miljoen mensen meer dan negen uur zonder stroom zaten.

Gezien de impact die een actieve zon op de aarde en omgeving kan hebben, is er onderzoekers veel aan gelegen om te kunnen voorspellen wat een zonnecyclus gaat brengen. Maar dat is zo gemakkelijk nog niet. Want nog steeds weten we niet precies hoe onze ster met name diep van binnen werkt. Toch wagen sommige onderzoekers zich wel aan een voorspelling. En die is enigszins geruststellend. Naar verwachting wordt de volgende zonnecyclus net als de cyclus waar we nu in zitten (of net uit zijn gerold) vrij rustig. Sterker nog: NASA voorspelde vorig jaar dat het wel eens de zwakste zonnecyclus in 200 jaar tijd zou kunnen worden, waarbij de intensiteit van het zonnemaximum – gemeten in het aantal zonnevlekken – 30 tot 50% lager ligt dan in de meest recente zonnecyclus. Het zou goed nieuws zijn voor de plannen van NASA, die in 2024 – dus rondom het zonnemaximum – mensen naar de maan wil sturen en daar geen gevaarlijk ruimteweer bij kan gebruiken.

Bronmateriaal:

"Two sunspot groups from the new solar cycle" - Solar-Terrestrial Centre of Excellence
Afbeelding bovenaan dit artikel: NASA Goddard Space Flight Center

{ https://www.scientias.nl/ }