Profiel Werkstuk Astronomie Beta7 (2)

Profiel werkstuk Astronomie Wesley ’t Jong & Niels Steverink

Profiel werkstuk astronomie

Niels Steverink

En

Wesley ‘t Jong

0


Inleiding

Wij (Niels Steverink & Wesley ‘t Jong) hebben ervoor gekozen om ons profielwerkstuk ,van HAVO 5 in het leerjaar 2011 – 2012, over Astronomie te houden. We beschrijven hierin hoe sterren ontstaan en vergaan. We hebben dit onderwerp gekozen, omdat we beiden zeer veel interesse hebben in sterrenkunde en daarom ons ei kwijt willen in de vorm van dit profielwerkstuk.Onze onderzoeksvraag bij dit zeer uitgebreide onderwerp is:

Hoe ontstaan en vergaan sterren?

We hebben deze onderzoeksvraag gekozen, omdat we ons willen verdiepen in wat er allemaal in en rondom een ster zich afspeelt. Hierbij behandelen we de volgende onderwerpen:

Werking van de ster

Soorten sterren

Einde van sterren

Nevels

Naast dat we het over sterren hebben behandelen we ook:

Zwarte gaten & ruimtetijd

Het ontstaan van het heelal

1


Inhoudsopgave

Werking van de ster Blz. 3o Licht Blz. 3 - 4o Hubble Ultra deep field Blz. 4o Spectometrie Blz. 5 - 7o Zonnespectrum Blz. 8o Snelheid van het licht Blz. 9o De grootte Blz. 9

Soorten Sterren Blz. 10o Superreuzen Blz. 10 -11o Reuzen Blz. 12o Hoofdreekssterren Blz. 12o Witte Dwergen Blz. 12o Rode dwergen Blz. 13o Hertzsprung-Russell diagram Blz. 13 - 14

Einde Van sterren Blz. 15o Rode dwergen Blz. 15o Witte dwergen Blz. 15o Zwarte dwergen Blz. 15o Supernova’s Blz. 16

Nevels Blz. 17 - 18o Reflectienevels Blz. 19o Emissienevels Blz. 19o Planetaire nevels Blz. 20o Supernova restanten Blz. 20o Donkere Nevels Blz. 21o Zichtbaarheid Blz. 21

Zwarte gaten en Ruimtetijd Blz. 22o Zwarte gaten Blz. 23o Waarnemingshorizon Blz. 23o Tijdreizen Blz. 24

Ontstaan van het heelal Blz. 25o The Big Bang Blz. 25o Negatieve energie Blz. 25 - 26

Praktisch deel: De telescoop Blz. 27o Informatie Blz. 27o Bouw van de Telescoop Blz. 28 - 30

2


Conclusie, Logboek enBronvermelding Blz. 31 - 34

Werking van de sterDoor middel van de zon kunnen we leven, omdat het de juiste temperatuur is, kunnen we alles zien overdag door het licht van de zon en kunnen we een kleurtje krijgen als we een dag op het strand liggen in de zomer. De zon is 1 van de ontelbare sterren in het heelal en elke ster functioneert in principe hetzelfde, dus de vraag die wij ons stellen bij dit onderwerp is: Welke fysische processen spelen zich af in een ster?

In een ster kunnen allerlei stoffen zitten. In onze zon zit voornamelijk waterstof (H) en helium (He). Op het oppervlak van de zon is het ongeveer 5000 °C en in de kern is het ongeveer 14 miljoen °C. De warmte zit daar niet voor niks, want al de waterstofatomen worden samengesmolten (gefuseerd) door middel van kernfusie tot heliumatomen bij dit proces komt een immense hoeveelheid warmte vrij wat de extreme temperaturen verklaart op en in de zon. Ditzelfde gebeurt ook bij andere sterren. Als een ster oud word (enkele tot vele miljarden jaren) kunnen de gefuseerde heliumatomen nog een keer tot koolstof (C) en nog zwaardere elementen gevormd worden.

Licht

Als je met een telescoop naar de sterrenhemel kijkt zul je zien dat sommige sterren niet even helder zijn dan andere. Dat heeft te maken met het feit dat de sterren op een grotere afstand staan dan bijvoorbeeld de zon. Het licht van de verder staande sterren wordt dan minder helder omdat licht zijn sterkte verliest naarmate het verder moet reizen (bijvoorbeeld: geluid wordt zachter als je er verder van een speaker gaat staan dan van dichtbij). Ook kan het licht deels worden afgebogen door zwarte gaten (zie hoofdstuk zwarte gaten en ruimtetijd). Bij de kernfusie reacties die in een ster plaatsvinden, komen fotonen vrij. Licht bestaat uit fotonen en is een vorm van elektromagnetische straling. Fotonen worden waargenomen in de vorm van golven (lichtgolven) of

3

Reactievergelijking kernfusie in de zon


als een stroom van deeltjes zonder massa. Fotonen worden soms aangeduid met het symbool γ (de Griekse letter Gamma).

Licht is de enige verbinding die de mensheid tot nu toe heeft met de sterren, want de zon is te heet om op de landen, en de rest van de sterren is simpelweg te ver weg. Het verste ruimtevaartuig is Voyager 1, die net het zonnestelsel heeft verlaten. De Voyager ruimtevaartuigen zijn gelanceerd in 1977. De afgelegde afstand van Voyager 1 is nu ongeveer 18.000.000.000 kilometer. En dat is dan tot de rand van het zonnestelsel in 35 jaar. Voor de precieze afstand in kilometers nauwkeurig staat er op de NASA site een grafiek waar die gegevens elke seconde worden bijgewerkt. http://voyager.jpl.nasa.gov/

De dicht bijzijnde ster is Proxima Centauri. Deze ligt 4,22 lichtjaar bij ons vandaan. Als men met de hoogste snelheid die ooit door een mens is gegaan naar deze ster zou willen reizen zou dat ongeveer 110.000 jaar duren. Om deze afstanden te overbruggen zijn er dus grote telescopen nodig. Daarvoor hebben de NASA en de ESA enorme telescopen laten bouwen. De bekendste is natuurlijk de Hubble telescoop die vernoemd is naar Edwin Hubble. Hij kwam als eerste tot de conclusie dat het heelal groter werd. Ook hebben de NASA en de ESA de Very Large Telescope.

De Hubble telescoop is tot nu toe de beste telescoop die de mensheid heeft en met deze telescoop hebben ze dan ook het verste terug in de tijd gekeken. Hieronder op de afbeelding is het Hubble ultra deep field te zien. In het aparte vakje is de verste ster die ooit gevonden is. Deze ster staat op een afstand van 13,14 miljard lichtjaar. De Hubble staat op de planning om opgevolgd te worden door de James Webb space telescope. Deze staat op de planning voor een lancering rond 2016. Voor het Hubble ultra deep field hebben ze het donkerste stukje van de hemel wat ze konden vinden uitgezocht en de telescoop daar voor ongeveer 10 dagen op gericht. Op de Hubble ultra deep field foto op de volgende pagina zijn ondanks dat honderden sterrenstelsel te zien.

4

Proxima Centauri

ruimtevaartuig is Voyager 1

http://voyager.jpl.nasa.gov/


5


Spectrometrie

Licht is een belangrijk deel van de astronomie. Het wordt gebruikt boor bijvoorbeeld spectrometrie. Door middel van spectrometrie worden de samenstellingen van Nevels en Sterren bepaald zonder er ooit geweest te zijn. Verschillende stoffen zonden verschillende spectra van licht uit, waardoor men kan bepalen waar het uit bestaat. Door het richten van grote telescopen op individuele sterren om genoeg licht te vangen kan men het licht van deze ster breken in zijn verschillende componenten. Dit hebben ze al voor vele sterren gedaan, waaronder ook van de zon. Zo hebben ze ontdekt dat de zon voornamelijk bestaat uit 2 stoffen: Waterstof (75%) en Helium (23%). De zon bestaat uit nog voor 2% uit andere stoffen. Helium werd als eerste gevonden in de lijnen van de zon en later pas op aarde. De naam komt dan ook van Helios. De Griekse god van de zon.

De originele lijnen van het zonnen spectra werden als eerste ontdekt door Joseph von Fraunhofer in 1817. Hij gaf de lijnen letters. Elke letter hoort bij een andere stof.Dit zijn de lijnen die Fraunhofer origineel had gevonden. Deze lijnen zijn absorptie lijnen. (3e balk figuur)

Letter

Golflengte (nm) Chemische oorsprong Kleur

A 759.37 atmosferisch O2 Donker roodB 686.72 atmosferisch O2 RoodC 656.28 waterstof alpha Rood

D1 589.59 neutraal natrium Rood oranjeD2 589.00 neutraal natrium GeelE 526.96 neutraal ijzer GroenF 486.13 waterstof beta Licht blauwG 431.42 CH molecuul BlauwH 396.85 ioniseert calcium Donker violetK 393.37 ioniseert calcium Donker violet

De spectra kunnen op 2 manieren zichtbaar worden: door absorptie en door emissie. Bij absorptie zijn de lijnen van de aanwezige stoffen juist niet te zien in het spectra en in emissie juist talleen de lijnen van de stoffen te zien. Door middel van experimenten hier op aarde te bepalen welke stoffen welke spectra absorberen en welke ze uitzenden kunnen we zeker weten wat deze stoffen doen en dan vergelijken we dit met de stralen van de sterren en nevels.

6


De reden dat verschillende stoffen verschillende kleuren kunnen uitzenden of absorberen komt door het aantal elektronen wat zich in de schillen bevindt om de kern van het atoom heen. Deze elektronen kunnen zich bewegen tussen deze schillen afhankelijk van de energie die ze bij zich dragen. Als er vrije elektronen tegen de stoffen botsen is er de kans dat ze de elektronen in een baan om de kern meer energie geven. Het elektron gaat dan naar een hogere schil. Als dit elektron weer terug wil keren naar zij originele baan dan moet hij een beetje energie kwijt kunnen. Hij gooit dan weer een beetje energie naar buiten, die precies gelijk is aan de energie die het elektron kwijt moet om weer in een andere baan te komen. Deze kleine hoeveelheden energie zijn fotonen en die kunnen wij waarnemen met onze ogen. Op de volgende pagina is het spectrum van de zon te zien.

Als elektronen in een hogere schil worden geplaatst, omdat ze meer energie kunnen opnemen zal ook de energie toenemen op het moment dat het elektron terugvalt in een schil dichterbij de kern. Als de energie toeneemt, betekent dat meer energie per foton en dat levert een andere kleur op. Dit werd in 1913 ontdekt door Niels Bohr. Hij doet dit door de ideeën van Albert Einstein en Max Planck en Ernest Rutherford te combineren. Rutherford was de persoon die het atoommodel had bedacht en Einstein en Planck hadden bedacht dat een foton bestaat uit een hoopje energie.

7

Continu spectrum

Emissie spectrum

Absorptiespectrum

emissie van fotonen


8


Snelheid van het licht

De snelheid van het licht (c) is 299.792.458 meter per seconde als het zich in vacuüm bevind. Verschillende wetenschappers in het vorige millennium probeerde de snelheid te bepalen, maar mislukte. Wetenschappers Kepler en Descartes dachten dat de snelheid oneindig was. Galileo Galilei probeerde de snelheid te bepalen door middel van lantaarns tussen bergtoppen te laten schijnen, maar deze manier van meten was te traag omdat licht te snel is om op deze manier opgemeten te worden. Uiteindelijk kwamen Albert Michelson en Edward Morley in 1903, na veel experimenteren, op de snelheid van het licht van 299.940 km/s. Dit was de 1e snelheid die accuraat was gemeten en na andere experimenten is de snelheid vastgesteld op 299.792.458 meter per seconde. Een veelgebruikte eenheid in de astronomie is lichtjaar. 1 lichtjaar staat gelijk aan de afstand die het licht in een jaar aflegt.

De snelheid van het licht is een zeer belangrijk uitgangspunt voor de relativiteitstheorie van Albert Einstein. Licht kan ook minder snel gaan als het uit vacuüm komt. Bijvoorbeeld op de aarde van lucht naar water. Volgens de wet van Snellius verplaatst licht zich minder snel als het in het water is. De snelheid wordt bepaald door de fase van de desbetreffende stof (fasesnelheid).

De grootte

Er zijn sterren die net zo groot als de zon zijn (Diameter van 1,392x109 m). Er Zijn ook sterren die aanzienlijk kleiner zijn dan de zon en die bijvoorbeeld bijna net zo groot zijn als Jupiter (zie afbeelding). De grootte van een ster bepaald de soort. Zoals in de afbeelding staat vermeld dat een ‘bruine dwerg’ met zijn kenmerkende grootte (bijna zo groot als Jupiter) zo genoemd mag worden. Uiteraard zijn er naast hele kleine sterren ook zeer grote sterren. De grootste ster die tot op de dag van vandaag gemeten is, is VY Canis Majoris. Om een beeld te krijgen van hoe groot deze ster is moet je deze ster vervangen door de zon in het zonnestelsel. Dan zou de straal van de ster tot de baan van de gasreus Saturnus (een dergelijk 1,426 × 1012 m) uitwijken.

9

schaal van sterren en VY Canis Majoris.

http://nl.wikipedia.org/wiki/Edward_Morley

http://nl.wikipedia.org/wiki/Albert_Michelson


Soorten SterrenBuiten de zon zijn er ook nog veel andere soorten sterren. De soorten die besproken worden zijn: Reuzen, Neutronsterren, Rode dwergen en Dubbelsterren. Er zijn zeer grote sterren en ook zeer kleinen sterren, maar de grootte bepaalt niet het energieniveau. Er zijn 9 soorten sterren die weer in 4 hoofdgroepen vallen. Deze 4 hoofdgroepen worden weergegeven in het Hertzsprung-Russell-diagram.

Soorten sterren:HoofdgroepSuperreuzen Heldere

superreuzenZwakke superreuzen

Reuzen Heldere reuzenNormale reuzenSub reuzen

Hoofdreeks HoofdreekssterrenDwergen Subdwergen

Witte dwergenRode dwergen

Superreuzen

Superreuzen zijn de helderste sterren die er in het heelal zijn. Superreuzen zijn ongeveer tussen de 200000 en 300000 keer zo helder als de zon, als men op dezelfde afstand zou staan. Superreuzen zijn er in zowel blauwe O-sterren en rode M-sterren.

De superreuzen zijn vele malen groter dan de zon. De O-sterren zijn ongeveer 20 to 30 keer zo groot als de zon, als je kijkt naar de diameter. De rode M-sterren zijn weer opgezette blauwe sterren, en deze zijn dus nog veel groter dan de blauwe sterren. Deze zijn daardoor duizenden keren zo groot als de zon. De temperatuur van deze rode sterren is lager dan de blauwe, maar door het enorme oppervlak stralen ze wel meer warmte uit.

10

De heldere punten zijn superreuzen


Superreuzen eindigen in een supernova (hypernova), die weer vele malen helderder is dan de ster zelf. Superreuzen zijn wel heel erg zeldzaam, omdat er meestal een hoop kleine sterren ontstaan in plaats van een grote. Betelgeuze is een superreus die men vanaf de aarde kan zien. Betelgeuze is ongeveer 650 keer zo groot als de zon en ligt op een afstand van 430 lichtjaar vanaf de aarde. De bovenste rode ster op de afbeelding van het sterrenbeeld Orion betelgeuze.

Op de afbeelding hieronder zijn Antares en Betelgeuze de superreuzen en kunt u ook een beeld krijgen van de verschillende groten van de sterren. Heldere superreuzen zijn de rode M-klasse sterren zoals Betelgeuze, omdat deze door de enorme oppervalk een hoop licht uit zenden. De Zwakkere superreuzen zijn de O-klasse sterren. Deze stralen wel meer licht uit per vierkante kilometer, maar omdat ze een stuk kleiner zijn schijnen ze toch minder sterk dan hun grote rode broers.

11

onze zon in vergelijking tot andere reuzen


Reuzen

Reuzen zijn ongeveer hetzelfde als superreuzen als je kijkt naar de levensloop. De grootste verschillen zijn de grootte van deze sterren en de levensduur. De temperatuur op het oppervlak van deze sterren is ongeveer 2000 tot 4000 graden Celsius. De diameter van deze sterren verschilt van tien tot ongeveer 500 keer zo groot als de diameter van de zon. Ook deze sterren gaan aan het einde van hun leven uit met een supernova, al is deze vele malen minder krachtig dan die van een superreus. Een supernova van één reus is al heel snel vanaf de aarde te zien, en als hij dichtbij genoeg plaats vind is deze ook tijdens de dag te zien.(Zie einde van sterren) Op de afbeelding zijn Rigel en Aldebaran de reuzen. Arcturus is een subreus.

Hoofdreekssterren

Hoofdreekssterren zijn sterren met een massa vergelijkbaar met de zon. Ze zitten ongeveer tussen de 0,8 en 10 maal de massa van de zon. Deze sterrensoort is de meest voorkomende sterrensoort in het heelal. Deze sterren hebben een lang leven van ongeveer 10 miljard jaar. De zon heeft er daar nu ongeveer 4,5 miljard van gehad, en zal dus nog lang na de mensheid verder bestaan. De zon is nu in de normale stabiele fase, en zal zich net zoals bijna alle andere hoofdreekssterren ontwikkelen tot een rode reus, die daarna overgaat in een planetaire nevel en een witte dwerg achterlaat. (Zie Nevels) Op de afbeelding zijn Pollux, Sirius en de zon de hoofdreekssterren.

Witte Dwergen

Een witte dwerg is eigenlijk een eindfase van de levensloop van een hoofdreeksster, maar wordt toch gerekend tot de dwergsterren. Een witte dwerg heeft een massa die afhankelijk is van de originele ster. Als de zon een witte dwerg zou worden heeft die ongeveer een massa van 60% van de zon. Het wordt dan een ster die qua grootte vergelijkbaar is met de aarde. De dichtheid van een witte dwerg is dan ook heel erg groot. De oppervlakte aan het begin van de witte dwerg zijn extreem heet door de enorme hitte die vrijkomt bij een planetaire nevel. De tempratuur is aan het begin ongeveer 10000 graden Celsius en zal later afkoelen tot ongeveer 0. Het wordt dan een zwarte dwerg. ( zie Nevels). In de witte dwerg vinden geen kernreacties meer plaats.

12


Rode dwergen

Rode dwergen zijn hele lichte sterren. Doordat ze zo licht zijn verbranden ze ook hun kleine beetje beschikbare materiaal heel erg langzaam. De kleinste varianten van rode dwergen hebben een massa van 0.08 maal de zon, terwijl de grootste ongeveer een massa hebben van 0.8 maal de zon. De temperatuur van de oppervlakte van een Rode dwerg varieert tussen 2000 en 3000 Kelvin. Omdat de verbranding in deze soort sterren aanzienlijk minder is, is het mogelijk dat rode dwergen wel 100 miljard jaar zou kunnen leven. Over het einde van deze sterren is nog helemaal niks bekend, maar er wordt wel onderzoek naar gedaan door wetenschappers. Toch wordt er niet veel van deze sterren onderzocht, omdat deze zo lang meegaan, en de mens waarschijnlijk al lang uitgestorven is als de rode dwerg de laatste fase van zijn leven ingaat. Daardoor is ook het onderzoek veel minder groot dan naar normale hoofdreekssterren of reuzen sterren.

Hertzsprung-Russell diagram

Het Hertzsprung-Russell diagram is de officiële indeling van de verschillende sterren. In dit diagram is zijn de sterren ingedeeld op hun helderheid en hun spectraal klasse. Als de sterren op deze manier ingedeeld worden is goed zichtbaar hoe de sterren van dezelfde soort dicht bij elkaar in de buurt komen, en dan er zeer veel hoofdreekssterren zijn. Ook zijn hier heel duidelijk de 5 hoofdgroepen te zien. Ook zijn de verschillen te zien tussen de helderen en donkere varianten, en dat deze ook een andere kleur hebben. Zo is goed te zien dat de heldere reuzen vooral rode sterren zijn, en de reuzen meer geel kleurig.

13

planeet in een baan rond een rode dwerg


14


Einde van sterren.Een ster kan op verschillende manieren uitgaan aan het einde van zijn levensperiode. Dat hangt af van de massa van de ster en van het soort ster. Een ster gaat pas uit na vele miljoenen en soms zelf miljarden jaren, en tegen de verwachting in gaan kleine sterren veel langer mee dan zijn grotere broers. Dat komt doordat grotere sterren hun brandstof veel sneller verbruiken dan de kleinere sterren die het constant op hetzelfde langzame tempo doen. Hieronder staan de verschillende vormen van het einde van een ster beschreven.

Rode dwergen

Zoals net is geconstateerd zijn rode dwergen hele lichte sterren. Daardoor is ook de temperatuur niet zo hoog en daardoor is de reactiesnelheid van waterstof naar helium ook heel erg langzaam. Doordat dat zo lang duurt, weten we dus nog niet hoe een rode dwerg aan zijn einde komt, omdat het nog nooit gezien is en waarschijnlijk nog nooit voorgekomen. De verwachtte tijd die het kost voor een rode dwerg om uit te gaan is ongeveer 100 miljard jaar. Dit is vele malen langer dan het heelal bestaat.

Witte dwergen

Rode reuzen (zie Soorten sterren) gaan op ten duur dood. Hierbij ontstaat dan een planetaire nevel (zie Nevels). In de kern wordt vooral waterstof tot helium omgezet. De ster heeft niet genoeg massa en daardoor geen temperatuur die hoog genoeg is om door te gaan tot vorming van zwaardere elementen. De kern van de ster blijft na de planetaire nevel over en wordt een witte dwerg. In de witte dwerg vinden geen kernreacties meer plaats.

Zwarte dwergen.

Een witte dwerg dooft na verloop van tijd uit en zal dan een zwarte dwerg worden. Het afkoelen van een witte dwerg duurt waarschijnlijk tientallen miljarden jaren, maar zo oud is het heelal nog niet en dus zijn zwarte dwergen nog niet waargenomen en bestaan ze alleen in theorie. Een Zwarte dwerg heeft ongeveer even veel massa als de zon, maar is ongeveer even groot als dat de aarde is, dus de dichtheid van de materie is vele malen hoger. Daardoor is ook de zwaartekracht op het oppervlak vele malen hoger, en daar zou je dus in één keer platgedrukt worden door je eigen massa.

15

Witte dwerg SDSS 1228+1040 ongeveer 463 lichtjaar van ons vandaan


Supernova’s

Bij grotere sterren is de massa ook vele malen hoger, waardoor in de kern ook zwaardere elementen zoals koolstof gevormd worden. De supernova’s zullen ongeveer plaats gaan vinden vanaf een ster die 10x zwaarder is dan de zon. Het zwaarste element wat gevormd wordt in deze sterren is ijzer. Dat is mogelijk door de extreme temperaturen van 30 miljoen graden in de kern. De vorming van ijzer kost meer energie dan de fusie oplevert, en daardoor zal de ster exploderen. De ster zal vele tientallen miljoenen keer zo helder worden dan dat hij eerst was. Ongeveer 50 tot 75 procent van de stoffen waar de ster uit bestaat wordt door de explosie de lucht in geslingerd, waaruit dan de supernova restanten worden gevormd (zie Nevels). Daaruit worden de volgende generaties sterren opgebouwd. Supernovae zijn als ze dichtbij genoeg zijn zelfs zichtbaar met het blote oog. Er staan in oude boeken verhalen over sterren die ’s nachts vele malen feller waren dan de rest van de sterren er omheen, en dat ze zelfs zichtbaar waren tijdens de dag. Er wordt nu verwacht dat die verhalen over supernovae gaan die heel erg dichtbij waren, maar die komen maar eens in het paar duizend jaar voor. Na de supernova blijft een deel van de kern achter die extreem zwaar is. Er wordt door onderzoekers geschat die één theelepel ongeveer 10 000 000 000 000 kilogram weegt. Door die extreme massa worden de elektronen van de atomen in de kernen geduwd en blijven er alleen neutronen over. Daarom heten deze restanten dan ook neutronen sterren.

16

Supernova restant N49


Nevels

Nevels zijn grote gaswolken die ontstaan nadat een ster is geïmplodeerd. Het zijn de restanten van een supernova. In het Engels heten ze nebulea, het Latijns woord voor wolk. De nevels zullen later steeds verder worden verspreid over de ruimte totdat ze vele lichtjaren lang zijn. De gassen en deeltjes in een nevel botsen tegen elkaar en worden dan samen een groter blok, totdat ze genoeg massa hebben ontwikkeld om andere elementen met zwaartekracht naar zicht toe te trekken. Er komen dan hopen van gas en zwaardere elementen op elkaar gehoopt die een steeds grotere massa ontwikkelen. Na verloop van tijd ontstaan er enorme dichte hopen van gas die steeds compacter worden samen gedrukt. Tijdens dit proces worden de binnenste gassen zo ver samen gedrukt dat ze door de druk steeds warmer en warmer worden, totdat het zo warm is dat er temperaturen zijn bereikt waarbij kernfusie mogelijk is.

Meestal in sterren bestaat de kernfusie uit waterstof atomen die fuseren tot helium atomen. Daarbij ontstaat zoveel energie en warmte dat de aanstaande zon steeds sneller opwarmt en steeds zwaarder wordt. Als er genoeg massa is samen getrokken ontstaat er uiteindelijk een ster met daaromheen een grote gaswolk. Die gaswolk draait om het zwaarste punt heen en dat is in dit geval de ster. De gaswolk om de ster is een dichte wolk van gas en puin die ontstaat. Dit is tijdens het proces van nevel tot ster. Deze gaswolk wordt naar verloop van miljoenen jaren ook weer steeds dichter op bepaalde plekken totdat deze ook zover samenklonteren dat er hopen ontstaan. Als deze groot genoeg zijn worden ze planeten genoemd. Door de aantrekkingkracht van de ster zullen de zwaardere elementen zoals ijzer en goud sterker naar de ster worden toe getrokken. Ook door de enorme hitten zullen deze zwaardere elementen binnen in meer voorkomen. Daarom zijn de binnenste planeten bijna altijd zogenoemde rotsplaneten.

17

Krabnevel in het sterrenbeeld Stier (Taurus)


De 4 rotsplaneten in ons zonnestelsel in volgorde van oplopende afstand tot de zon.

Mercurius Venus Aarde Mars

De lichtere gassen zullen minder sterk worden beïnvloedt door de aantrekkingskracht van de ster en zullen zich dus verder weg bevinden van de ster bevinden dan de rotsplaneten. Dit zijn in ons zonnestelsel in volgorde van oplopende afstand tot de zon de planeten:

Jupiter Saturnus Uranus Neptunus

Dit zijn de grote zogenoemde gasplaneten. Deze planeten hebben een veel kleinere dichtheid in verhouding met de 4 rotsplaneten. Saturnus zou bijvoorbeeld blijven drijven op water. Ze hebben wel een grotere massa dan de rotsplaneten, omdat ze vele malen groter zijn dan de kleinere rotsplaneten. Dat komt, omdat er veel meer lichte elementen ontstaan (zoals waterstof) tijdens supernovae dan dat er zwaardere elementen ontstaan.( zoals ijzer)

18


Reflectie nevels.

Deze nevels stralen zelf geen licht uit, maar weerspiegelen het licht van een in de buurt van de nevel staande ster. In deze nevels worden meestal ook veel nieuwe sterren gevormd van de gassen. Die stralen dan weer licht uit en laten de nevel verder gloeien. Deze nevels zijn meestal blauw, omdat de deeltjes in het gas wolk het licht op die manier breken, waardoor vooral de blauwe lichtgolven verder gaan. Ook zijn er veel blauwe sterren die al blauw licht reflecteren op deze nevels. Er zijn ook andere kleuren reflectie nevels bekend, zoals de reflectienevel in de buurt van de ster Antares. Antares is een rode reus en geeft dus rood licht af. De reflectie van het stof is daarom ook rood.

Emissie nevels.

Deze nevels geven wel zelf licht af, door middel van geïoniseerd gas. Het gas wordt meestal geïoniseerd door een ster in de buurt van de nevel. Dit gas is vooral waterstof. Dit komt, omdat deze nevels dichter in de buurt zijn van sterren en nog genoeg energie over hebben om de deeltjes in de nevel te ioniseren. Dit gebeurt bij een reflectie nevel niet. Wel komen de emissienevel en de reflectie nevel vaak samen voor. Deze nevels zijn vaak rood, omdat waterstofgas rood licht uitzendt. Maar als de straling krachtig genoeg is kunnen er ook andere elementen worden geïoniseerd en kan de nevel ook andere kleuren, zoals groen en blauw krijgen. Aan de hand van de kleur van de nevel kunnen onderzoekers bepalen welke stoffen er aanwezig zijn in de wolk.

19

Witch head nevel in het sterrenbeeld Orion

Orion nevel in het sterrenbeeld Orion


Planetaire nevels.

Planetaire nevels komen ook van sterren, al zou de naam anders doen vermoeden. Ze heten planetaire nevels, omdat ze vroeger door kleine telescopen op planeten leken. Deze nevels ontstaan als sterren met een kleine massa aan het einde van hun leven zijn. De zon zal hoogstwaarschijnlijk ook een planetaire nevel vormen aan het eind van zijn leven. De sterren spuwen dan al gas uit en van dat gas worden deze nevels gemaakt. De sterren zetten aan het eind van hun leven uit door de enorme tempraturen als de ster in elkaar valt. Het wordt dan een rode reus. De buitenkant van de ster koelt enorm af en krimpt dan weer. Als het in de buurt komt van de kern zal het weer opwarmen. Door deze bewegingen heen en weer worden er gassen en ander puin de ruimte in geslingerd door de pulsen. Die vormen dan een soort wolk om de ster. Ze glimmen door het licht van de ster waarvan ze gekomen zijn en door de geïoniseerde stoffen. De wolk is dan een planetaire nevel.

Supernova restanten.

Supernova restanten ontstaan nadat een ster geïmplodeerd, of nadat een witte dwerg genoeg massa heeft verzameld van andere sterren en nevels om te exploderen. Dit komt doordat de druk in de kern zo groot word door de enorme massa en door de daarbij onstaande temperaturen. De schokgolf van de geëxplodeerde sterren blaast al het overige materiaal weg waaruit deze nevels ontstaan. Later zullen deze gassen zich weer wat meer verzamelen en reflectie- of emissienevels worden. Het verschil met een normale nevel is dat deze nevels nog energie hebben van de explosie en voor het grootste gedeelte bestaan uit de restanten van één ster. Normale nevels zijn al veel ouder en hebben al veel ander puin verzameld.

20

Ring nevel in het sterrenbeeld Lier (Lyra)

Casiopeia A in het sterrenbeeld Cassiopeia


Donkere nevels.

Donkere nevels zijn qua opbouw hetzelfde als de reflectie en emissie nevels. Ze worden anders genoemd, omdat ze zelf niet zichtbaar zijn. Ze houden licht tegen van andere nevels of sterren, waardoor we weten dat ze er zijn. Daarom worden ze ook donkere nevels genoemd. Meestal zitten donkere nevels naast of in emissienevels. Op deze plekken stralen de deeltjes dan geen licht meer uit en zijn ze dan niet meer zichtbaar. Ze houden dan nog wel het licht van de nog wel schijnende emissienevel tegen. Een bekende donkere nevel is de paardenkop nevel.

Zichtbaarheid:

Alle nevels zijn onzichtbaar voor het blote oog, maar met een kleine telescoop zijn er al veel waar te nemen als je weet waar je moet zoeken. De orion nevel is zeer goed zichtbaar met een kleine spiegeltelescoop en word dan ook veel waargenomen door amateur astronomen. De nevels die verder weg zijn, zijn alleen met grote duurdere telescopen waarneembaar. Ook is het dan meestal nodig om een camera aan de telescoop vast te zetten in plaats van er zelf doorheen te kijken, omdat een dergelijk camera een veel grotere sluitertijd heeft dan je eigen oog en daardoor veel meer licht vangt. Met het blote ook kun je kleuren in een nevel niet zien, omdat ze daar niet sterk genoeg voor schijnen. De kleuren worden pas zichtbaar door middel van een camera. Er zijn speciale astrofotografie camera’s verkrijgbaar, maar die zijn vaak heel erg duur. De beste telescopen om nevels waar te nemen zijn spiegeltelescopen, omdat die veel licht kunnen vangen en een grote beeldhoek hebben, waardoor je mooi de hele nevel kan zien voor een redelijke prijs.

21

Paardenkop nevel in het sterrenbeeld Orion


Zwarte gaten en RuimtetijdVeel mensen denken dat we in een 3 dimensionaal universum leven, maar dat is niet zo want, ons universum bestaat uit 4 dimensies:

• Lengte • Breedte• Hoogte• Tijd

Volgens de Relativiteitstheorie van Einstein zijn deze dimensies verweven tot ruimtetijd. Ruimtetijd kan je zien als een soort van trampoline. Als je er een bowlingbal op neerlegt zal de bal naar het midden rollen en zal de trampoline eruitzien als de afbeelding hierboven. De bal is dan bijvoorbeeld een planeet en de kunststof van de trampoline, waar je op springt, de ruimtetijd.

Een belangrijk ingrediënt dat bij de theorie van de ruimtetijd komt kijken is zwaartekracht. Een object met een grote massa heeft een grotere zwaartekracht.Dit is te verklaren met de formule Fz=mg met als Fz de zwaartekracht, m als massa en g als valversnelling aan het aardoppervlak (9,81). Om dit te verklaren is hier de volgende tabel:

object Massa (Kg) Valversnelling (m/s2)

Zwaartekracht (N)

Zon 1,989x1030 274 2.709 x1032

Aarde 5,9742×1024 9.832 5.873×1025

Mens 80 9.81 784.8

Zelfs jij en ik kunnen ruimtetijd beïnvloeden, omdat wij simpelweg ook zwaartekracht hebben en dus is het mogelijk om de ruimtetijd te beïnvloeden. De kracht is zo klein dat we er niks van merken, maar de kracht is wel aanwezig.

Zwarte gaten

22

ruimtetijd


Het is ook mogelijk dat de desbetreffende bal op de trampoline zo zwaar wordt dat hij er doorheen valt. Dit is het geval bij een zwart gat. Een object (bijv. Neutron ster) dat een enorme dichtheid heeft kan een zwart gat vormen. Als je de aarde neemt en die in een blokje van 2 bij 2 bij 2 cm bij elkaar perst is de massa zo groot dat er een zwart gat komt. Alles in de omgeving van het zwarte gat wordt erin geslokt als een soort van draaikolk. Hierbij komt bij kijken dat de zwaartekracht in een zwart gat zo groot is, dat het genoeg is om zelfs licht te buigen en op te slokken. Hiermee kun je dus verklaren dat licht massa heeft.

In het jaar 1790 gingen de eerste theorieën rond over zwarte gaten. De Engelse geoloog John Michell en de Franse wiskundige Pierre-Simon Laplace hadden die eerste theorieën onafhankelijk van elkaar gevonden. Zwarte gaten werden eerst ‘onzichtbare sterren’ genoemd.

Waarnemingshorizon

Kenmerkend aan een zwart gat is de waarnemingshorizon. Dit is de grens van waarnemen in een zwart gat. Erbuiten kan elk deeltje vrij zijn, maar daarbinnen niet.

Buiten het bereik van een zwart gat is een deeltje vrij om te bewegen, het kan in elke richting zich verplaatsen. Dichter bij een zwart gat begint de ruimtetijd te vervormen en kan het deeltje al minder vrij zich voortbewegen. Dat deeltje gaat meer naar het zwarte gat toe. Binnen in de waarnemingshorizon kan het deeltje geen andere kant meer op dan naar het zwarte gat, het deeltje kan op geen enkele manier ontsnappen.

Tijdreizen

23

zwart gat dat de ruimteijd beïnvloed

waarnemingshorizon schematisch weergegeven

http://nl.wikipedia.org/wiki/Pierre-Simon_Laplace

http://nl.wikipedia.org/wiki/Wiskundige

http://nl.wikipedia.org/wiki/Frankrijk

http://nl.wikipedia.org/wiki/John_Michell_(wetenschapper)

http://nl.wikipedia.org/wiki/Geoloog

http://nl.wikipedia.org/wiki/Engeland


De vraag van veel wetenschappers vandaag de dag is: Kun je in de tijd reizen?Er gaan verschillende theorieën dat tijdreizen gewoon kan, maar de meningen zijn daarover verdeeld.

Als je dichtbij de snelheid van het licht reist, gaat de tijd ook langzamer voor jezelf terwijl je omgeving doorgaat. Als je dan weer om normale snelheid bent, ben je minder oud dan dat je had moeten zijn. Maar we kunnen op de aarde geen spaceshuttle dichtbij de snelheid van het licht krijgen, omdat we simpelweg niet genoeg energie hebben op deze aardbol.

Bestaat er dan een andere manier? Als zwaartekracht de ruimtetijd buigt heeft het een effect op hoe tijd verstrijkt. Op de aarde zullen we er niks van voelen, maar tijd gaat langzamer op het aardoppervlak dan in een wolkenkrabber. Hoe dichterbij de aardkern, hoe groter de zwaartekracht is, hoe meer de ruimtetijd gebogen is en hoe langzamer tijd tikt. Als je op een hoog punt staat is de ruimtetijd minder gebogen en de zwaartekracht minder groot is, zal tijd sneller tikken. Het verschil is misschien klein, maar als je bijvoorbeeld een horloge voor 100 jaar op de bovenste verdieping van een wolkenkrabber neerlegt, zal het horloge 15 miljoenste van een seconde sneller zijn dan een horloge die op het aardoppervlak heeft gelegen. Dus ja, in feite is de aarde zelf een tijdmachine en kun je in de tijd reizen.

Ontstaan van het heelal24


In het begin was er niks. Vandaag de dag is er alles. Hoe kan alles uit het niets zijn ontstaan? Dit gedeelte van ons profielwerkstuk gaat daarover en verklaard hoe het heelal uit niets heeft kunnen ontstaan. Hierbij gebruiken we theorieën van onder andere: Stephen Hawking, Einstein, en Newton. Het scheppingsverhaal is een taboe in het volgende stuk.

The Big Bang

The Big Bang is het evenement waarbij alles ontstond, zelfs tijd werd op dat moment gevormd. De theorieën gaan ervan uit dat The Big Bang (ook wel Oerknal genoemd) uit een enorm klein punt kleiner dan een proton heeft plaatsgevonden. Dat punt zou een temperatuur moeten hebben van 1028°C tijdens de ‘ontploffing’. Ook is berekent dat het heelal ongeveer 13.7 miljard jaar oud is. Aan het begin van The Big Bang was het pasgeboren heelal te warm voor nucleonen om te bestaan. Nucleonen zijn de deeltjes waaruit atomen zijn opgebouwd (protonen, neutronen, elektronen). 10-6 seconden na The Big Bang was het universum genoeg afgekoeld zodat protonen en neutronen konden vormen. Een paar minuten daarna was het genoeg afgekoeld zodat de nucleonen atoomkernen konden vormen. Daarvoor kon dat wel, maar dan vielen de atoomkernen weer uit elkaar in de protonen en neutronen. Ongeveer 400.000 jaar na The Big Bang was het heelal voldoende afgekoeld voor het bestaan van atomen. Over een periode van miljoenen jaren begonnen de atomen naar elkaar te bewegen en vormden zo uiteindelijk sterrenstelsels, sterren, en later planeten. Hierna trad er niet veel verandering op in het heelal, behalve dat het heelal groter is geworden en er zijn nu meer planeten.

Negatieve Energie

25


Volgens de relativiteitswet van Einstein is het heelal in 2 componenten te verdelen: Ruimte en Energie. Al de ruimte en energie kwamen spontaan uit het niets (Big Bang). Maar waar komt de energie vandaan? Hoe kan een heel universum uit het niets kunnen ontstaan? Als er diep in de Oerknal wordt gekeken is er misschien een antwoord te vinden. Volgens de natuurwetten moet er een kracht zijn die negatief moet zijn (negatieve energie). Om een beeld te krijgen hoe negatieve energie in elkaar zit is er het volgende.

Stel je voor: je gaat een kuil graven op het strand. Je gooit al het

gegraven zand op een berg. Die berg moet het heelal voorstellen, maar buiten die berg heb je ook nog een kuil (een negatieve berg). Alles wat eerst in de kuil zat, zit nu op de berg en dus komt er een mooie balans. Dit is het

principe dat ook plaatsvond bij het begin van het universum. Toen de Big Bang een enorme hoeveelheid positieve energie vormde, vormde het ook meteen dezelfde hoeveelheid negatieve energie. Op deze manier vallen positief en negatief altijd bij elkaar tot nul.

Waar is al die negatieve energie vandaag de dag? Het zit in de ruimte. Dat klinkt misschien raar, maar volgens de eeuwenoude wetten van Isaac Newton (zwaartekracht en beweging) is de ruimte een enorme bewaarplaats voor negatieve energie. Genoeg om vast te stellen dat alles bij elkaar nul wordt. Het is misschien moeilijk voor te stellen, maar het is waar. De bijna ontelbare sterrenstelsels die aan elkaar trekken door de zwaartekracht fungeren als een bewaarplek. Het universum is dus een soort van batterij die negatieve energie opslaat. De positieve kant van alles, de massa en energie die we vandaag de dag zien is net als de berg zand. Aan de andere kant de kuil of negatieve kant van alles wordt verspreid door de ruimte.

Praktisch deel: De Telescoop

26

'positieve energie' ‘negatieve energie’


Al de sterren en planeten die zijn ontdekt (en nog ontdekt moeten worden) moeten op een manier bestudeerd worden natuurlijk. Dat gebeurt door middel van een telescoop. Naar aanleiding hiervan zijn wij in de schoenen van Galileo Galilei gestapt en zijn wij een telescoop gaan maken voor het praktisch deel van ons profielwerkstuk.

Informatie

Er zijn verschillende soorten telescopen, met allemaal zijn voor en nadelen. Telescopen zijn gebaseerd op 2 principes: het buigen van licht en het reflecteren van licht. De eerste telescoop werd gebouwd door Hans Lipperhey of door Zacharias Jansen. Zij waren allebei brillen makers en slepen dus ook het glas voor hun telescopen zelf. Men is er nog steeds niet over een wie nou echt de eerste telescoop bouwde. Die bouwden allebei een telescoop in het jaar 1608, maar Lipperhey was de eerste die patent aanvroeg, maar dat kreeg hij niet, omdat de telescoop erg makkelijk na te maken was. Later verbeterde Galileo Galilei deze telescoop en keek ermee naar de sterren. Hij zag hiermee bijvoorbeeld de 4 grootste manen van de planeet Jupiter: Io, Callisto, Ganymedes en Europa.

Later ontwikkelde Isaac Newton in 1972 de eerste spiegeltelescoop. Deze telescoop is veel makkelijker om te maken, omdat deze bestaat uit twee spiegels in plaats van 4 lenzen. Spiegels zijn veel makkelijk en goedkoper te produceren, en daardoor worden deze telescopen nog steeds heel erg veel door amateur en professionele astronomen gebruikt.

Er zijn 3 hoofdgroepen telescopen te onderscheiden. Op deze hoofdgroepen zijn er dan weer een aantal varianten. De 3 hoofdgroepen zijn:

refracting reflecting schmidt-cassegrains

Refracting telescopen

27

De eerste telescopen van Galileo Galilei


Refracting telescopen gebruiken lenzen om het invallende licht te buigen en naar een oculair te sturen, om daar weer terug gebogen te worden naar evenwijdige lijnen. Het beeld is dan omgedraaid te zien door het oculair.

Het buigen van de lichtstralen kan gebeuren door een positieve of door een negatieve lens, alleen moet bij de positieve lens het brandpunt van de hoofdlens voor het oculair liggen, terwijl dat bij een negatieve lens achter het oculair moet liggen. Voor deze telescopen zijn hele grote buizen nodig, omdat anders het beeld veel te klein word. Dit is te herleiden uit de lensformule :1/v +1/b = 1/f .

Bij sterren en planeten is de voorwerpsafstand heel erg groot, dus zal de brandpuntsafstand bijna even groot zijn als de beeldafstand.De formule N=b/v geeft weer dat de lineaire vergroting van de een lens bij een grote beeldafstand groter zal zijn dan bij een kleinere, omdat je een groter getal deelt, en waardoor dus de uitkomst ook groter zal zijn. De beeldafstand moet dus zo groot mogelijk zijn. In het geval van een object zo ver weg was de brandpuntsafstand dus ongeveer gelijk aan de beeldafstand. De beeldafstand moet zo groot mogelijk zijn voor een zo groot mogelijke vergroting, dus zal ook de brandpuntsafstand zo groot mogelijk moeten zijn.

De grootste refracting telescoop gebruikt voor onderzoek is de 40 inch in het Yerkes observatorium. Deze telescoop hooft een brandpuntsafstand van 19,4 meter. Er was ooit een grotere telescoop voor de wereldtentoonstelling, maar deze was te groot om te gebruiken en is afgebroken voor zijn onderdelen.

Reflecting telescopen

28


Reflecting telescopen gebruiken spiegels in plaats van lenzen om het licht te buigen. Deze telescopen zijn een stuk goedkoper om te maken, en daarom zijn ook de grootste telescopen ter wereld spiegeltelescopen. Een spiegeltelescoop buigt het licht naar het brandpunt van de spiegel, maar voordat het daar is wordt het door een tweede spiegel in een hoek van 90 graden de buis uit gebogen, zodat men vanaf de

zijkant van de buis het beeld kan bekijken.

Hierbij wordt het buigen gedaan door een holle spiegel, waardoor de lichtstralen convergent bij de tweede spiegel aankomen, en door de smalle openging naar buiten naar het oculair geleid worden. Ook bij deze telescopen buigt het oculair de lichtstralen weer zo dat zij evenwijdig worden, en man ze goed kan zien. Ook bij deze telescopen is het beeld op zijn kop. Ook bij spiegeltelescopen is de lenzenformule van toepassing, dus ook deze telescopen hebben soms grote brandpuntsafstanden, maar deze zijn nooit zo groot geproduceerd als lenzentelescopen.

Deze telescopen vangen veel meer licht, omdat spiegels op veel grotere formaten kunnen worden gemaakt, waardoor de contrasten binnen sterrenclusters en nevels vele malen groter worden. Hierdoor worden deze telescopen dan ook veel gebruikt voor het onderzoek van nevels en clusters. De Hubble telescoop is ook een spiegeltelescoop.

De grootste spiegel telescoop in gebruk is de Southern African Large Telescope (SALT). Deze telescoop heeft een hoofdspiegel met een diameter van 9,5 meter. Deze telescoop heeft ook de zogenaamde adaptive optics. Dit betekent dat een kamera detecteert hoeveel verstoring er door de atmosfeer is ontstaan en hier de spiegels op aanpast, waardoor er toch een perfect beeld ontstaat.

Er zijn plannen om een telescoop te maken met een spiegel van 42 meter. Deze spiegel kom in de European Extremly Large

29

Southern African Large Telescope


Telescope, en zal ook adapive optics krijgen. Deze spiegel zal erg zwaar zijn, en dus zal er ook een enorme constructie gemaakt moeten worden, om te zorgen dat de spiegel niet buigt onder zijn eigen gewicht. Ze hopen deze telescoop te kunnen gaan bouwen in 2018. De hoofdspiegel zal bestaan uit 798 verschillende kleine spiegeltjes met elk een diameter van 1,4 meter.De adaptive optics zal 1000 keer per seconde zijn spiegel aanpassen om het scherpste beeld ooit te krijgen. 15x scherper dan de foto’s van Hubble.

Deze telescoop zal op zoek gaan naar de eerste sterrenstelsels, en zal grote planeten zoals Jupiter die om andere sterren draaien in detail kunnen onderzoeken.

schmidt-cassegrain

lichtbundel in een schmidt-cassegrain telescoop

Bij een schmidt-cassegrain telescoop ligt het anders. Hierbij wordt het licht zogenaamd ‘gevouwen’ door een correctorplaat aan de voorkant van het apparaat en een hoofdspiegel aan de achterkant. Het licht dat in deze telescoop komt, weerkaatst 2 keer en dus kan je veronderstellen dat de brandpuntsafstand ook 2 keer zo groot is in vergelijking tot de lengte van een andere soort telescoop.

Omdat het licht 2 keer weerkaatst kan worden in de loop van de telescoop, is daardoor de telescoop zelf veel minder lang. Ook is de loop aanzienlijk breder. Een nadeel hiervan is dat het contrast van het beeld minder is dan dat van de andere soorten telescopen. Deze soort telescoop is populair bij fabrikanten, want het combineert makkelijk te maken optische oppervlakken met lange brandpuntsafstanden van een refractietelescoop met de vaardigheid van een spiegeltelescoop die veel meer licht vangt.

Bouw van de telescoop

30


Niels ging een keer naar de kringloopwinkel in Sliedrecht om gewoon wat te kijken. Toen vond hij een kapotte telescoop. Niels kocht deze voor €2.-. We waren verbaasd dat een, in feite werkende, telescoop zo goedkoop kon zijn. We kwamen zo op het plan om de lenzen en het oculair eruit te halen om zo zelf een goedwerkende refractor telescoop, inclusief statief, te bouwen voor het profielwerkstuk.

Aan de kapotte telescoop zaten: een oculair (Diameter 4 mm, brandpuntsafstand 8 mm), deel van het statief dat de telescoop vasthoudt en wat schroefjes en boutjes, en natuurlijk de lenzen met een brandpuntsafstand van 800mm.

BenodigdhedenZaag SchroevendraaierHamer RegenpijpHout Opzetstuk (voor regenpijp)Vijl PotloodPlank hout Metalen hoekverbindingenLijm Metalen buisBoormachine iPod touch (foto’s)

We begonnen met het losschroeven en losmaken van alle componenten die aan de buis van de telescoop zaten.

Daarna zaagden we een stuk van de telescoop af totdat we alleen dit stuk over hadden. In dit stuk zitten de 2 lenzen van de telescoop.

31


Nadat we dit gedaan hadden begonnen we aan het statief. Na lang zoeken vonden we een kleine metalen buis en metalen hoekverbindingen.

We kwamen op het idee om een stuk hout te zagen en in de buis met de hoekverbindingen te doen zodat het stevig blijft zitten. Dit is goed gelukt.

Vervolgens zaagden we een plateau en bevestigden dit met schroefjes en door middel van boren aan de buis.

Als laatste onderdeel van het statief bevestigden we het gedeelte van de oude telescoop op hetgeen wat we gemaakt hadden. Dit was heel moeilijk en tijdrovend, want we wisten niet wat we moesten doen om dit goed voor elkaar te krijgen. We vonden toen een bout die precies in de buis paste en een metalen ring om het goed vast te zetten die ingeklemd in de buis zit. Die ring geeft hem zijn sterkte.

32


Daarna gingen we verder aan de telescoop zelf. Om een goed beeld te krijgen hadden we een lange buis nodig. Daarom gingen we naar Praxis in Sliedrecht om een regenpijp te kopen. We waren daar redelijk lang, omdat we goed moesten weten wat we moesten kopen etc. Uiteindelijk hebben we een 2 meter lange regenbuis gekocht met een opzetstuk om de lens eraan te zetten. Dit gingen we voor de lol uittesten, maar dit verliep niet volgens plan.

De brandpuntsafstand van de lenzen is 800mm, dus moesten we een stuk van 80 cm van de gekochte buis zagen. We gingen het prototype testen en zagen al wel resultaat, want we konden al donkere en lichte tinten zien. Daarna was het een beetje passen en meten met de lengte van de buis. We gingen elke keer een stukje eraf zagen en testen of het beeld scherper werd.

Uiteindelijk, na veel zagen, was het gelukt en hebben we scherp beeld weten te krijgen. Jammer genoeg was het niet helder de weken daarna dus hebben we de telescoop getest door op de top van een elektriciteitsmast vanuit het raam van Niels’ zijn kamer. We kregen dat beeld goed te zien en zagen dat de telescoop zo goed afgesteld was.

Als laatst monteerde we een buis aan de telescoop die dient als zoeker en toen was de telescoop klaar.

33


34


Conclusie Dus, naar aanleiding van dit profielwerkstuk hebben we een uitgebreid antwoord kunnen vinden op de vraag: Hoe ontstaan en vergaan sterren? De 1e sterren werden gevormd middels de oerknal, tijd en zwaartekracht. Dat bracht met zich mee dat er ook een diversiteit ontstond tussen de sterren, zoals rode dwergen, rode reuzen en hoofdreekssterren. Uiteindelijk gaan sterren dood en worden supernova’s of dwergsterren die later weer tot nevels kunnen vormen.

We hebben veel geleerd in dit proces en wij hopen dat u ook veel heeft geleerd over de wonderen van ons universum.

35


Bronvermelding

Curiosity: Did God create the universe? (documentaire)How the universe works: Big Bang. (documentaire)Wikipedia.orgNatuurkunde.nlBinas 5e drukBBC Wonders of the universe (documentaire)James May’s thing you need to know: universe (documentaire)BBC Horizon: What on earth is wrong with gravity? (documentaire)Spacerip (documentaire / youtube)Sterrenkunde.nl

36


Logboek

Wie Hoelang & Wanneer

Waar Wat Opmerking

Wesley & Niels 25 September15min.

Thuis. Voorkant gemaakt voor pws.

Voorkant af

Niels 9 Oktober120 min.

Thuis Stuk Nevels getypt

Alleen tekst

Wesley 9 Oktober30 min.

Thuis Opmaak voor nevels gemaakt.

Nevels af.

Wesley 11 Oktober 45 min

Thuis Inleiding gemaakt (tekst + opmaak)

Inleiding af


Thuis Documentaire gekeken. Curiosity: Did God create the universe?

-

Niels 16 Oktober35 min.

Thuis Stuk getypt over supernova’s

Stuk zo goed als af

Niels 23 Oktober Thuis Documentaire gekeken(…...Dvd box?….)


Thuis Begin gemaakt aan werking van de ster.

Eerst was de naam van het onderwerp ‘de ster’, introductie af

Niels Docu / boek

Niels Docu / boek

Wesley 6 November Thuis Documentaire gekeken: BBC Wonders of the universe

2 van de 4 afleveringen gekeken

Niels 6 november Docu / boek

37


Wesley & Niels 13 November30 min

Thuis (Wesley) Documentaire gekeken James May’s thing you need to know: universe

-

Niels Docu / boek

Wesley & Niels 18 November60 min.

Thuis (Wesley) Documentaire gekeken: BBC Horizon: What on earth is wrong with gravity

-

Wesley 20 November120 min.

Thuis Documentaire gekeken: BBC Wonders of the universe

laatste 2 afleveringen gekeken

Wesley 11 December Thuis Kladversie ingeleverd (ELO)

-

Niels Docu / boek

Wesley & Niels 18 December35 min.

Thuis (Niels) Stuk getypt: Licht en begin gemaakt aan soorten sterren

Licht af, soorten sterren alleen introductie

Wesley 15 Januari50 min

Thuis Stuk getypt: Snelheid van het licht en de grootte van sterren

Beide af

Niels 15 Januari40 min.

Thuis Stuk licht uitgebreid

Licht definitief af

Wesley & Niels 11 Januari40 min.

School Stuk getypt: Rode dwergen en witte dwergen

Alle stukken af


Thuis Stuk getypt: Zwarte dwergen

Stuk af

Wesley 15 Januari55 min.

Thuis Getypt: zwarte gaten en waarnemings-horizon

Beide stukken af

38


Niels 15 Januari70 min

Thuis Getypt reuzen, superreuzen, hoofdreeks.

af


Thuis Pws verbeterd middels correctie (spelling)

pwsup to date qua taalgebruik

Wesley 22 Januari45 min.

Thuis Opmaak gemaakt tot zover (plaatjes, bijschriften)

pwsup to date qua opmaak

Wesley 29 Janauri80 min.

Thuis Stuk getypt: tijdreizen & the big bang.

af

Niels 29 Janauri40 min.

Thuis Getypt: Spectometrie

Gedeeltelijk af

Niels 5 Februari40 min.

Thuis Spectometrie afgemaakt en HR-diagram

Beide stukken af

Wesley 5 Februari50 min.

Thuis Getypt: Negatieve Energie.

af

Wesley & Niels 12 Februari30 min.

Thuis (Wesley) Documentaire: James May’s thing you need to know: universe

-


Thuis (Niels) Begonnen aan telescoop

statief gemaakt en begonnen aan loop telescoop


Thuis (Niels) Telescoop onderdelen gehaald en loop gebouwd

Scherp beeld door telescoop.


Thuis (Niels) Telescoop en statief aan elkaar gemaakt.

Met veel moeite.

Wesley 26 Februari45 min.

Thuis Stuk getypt: Telescoop.

af

Niels 26 Februari25 min.

Thuis Stuk toegevoegd: Zichtbaarheid

af

Wesley 11 Maart30 min.

Thuis Conclusie getypt

af

39


Niels 11 Maart40 min.

Thuis Spellingscon-trole

Pws in goede spelling

Wesley 18 Maart50 min.

Thuis Begonnen aan logboek en bronvermelding

Beide gedeeltelijk af

Niels 18 Maart90 min

Thuis Informatie telescoop opnieuw getypt

Nu goed af

Wesley 19 Maart50 min

Thuis Aan logboek gewerkt

Bijna af

Niels 19 Maart35 min

Thuis Tekening gemaakt voor telescoop

af

Wesley & Niels

40

Profiel Werkstuk Astronomie Beta7 (2)

Documents

Transcript of Profiel Werkstuk Astronomie Beta7 (2)