RS 2006 Ontstaan vh Zonnestelsel dl 1

46
HSK Lezing mei 2006 “Ontstaan van het Zonnestelsel” Deel 1 door Rob Smit

Transcript of RS 2006 Ontstaan vh Zonnestelsel dl 1

Page 1: RS 2006 Ontstaan vh Zonnestelsel dl 1

HSK Lezing mei 2006

“Ontstaan van het Zonnestelsel”

Deel 1

door Rob Smit

Page 2: RS 2006 Ontstaan vh Zonnestelsel dl 1
Page 3: RS 2006 Ontstaan vh Zonnestelsel dl 1
Page 4: RS 2006 Ontstaan vh Zonnestelsel dl 1
Page 5: RS 2006 Ontstaan vh Zonnestelsel dl 1

De ontstaansgeschiedenis van een zonnestelsel

Page 6: RS 2006 Ontstaan vh Zonnestelsel dl 1

Donkere, koude moleculaire gaswolk

1 lichtjaar

Instorten van onderdelen van de gaswolk door uitwendige gasdruk (b.v. supernova) en de gravitatie van de eigen massa-concentraties

uit: NASA Genesis Program

Page 7: RS 2006 Ontstaan vh Zonnestelsel dl 1

h e m e l e q u a t o r

Skymap

melkw

eg18h20h 0º

- 30º

Page 8: RS 2006 Ontstaan vh Zonnestelsel dl 1

Bok globule Barnard 68 in OphiuchusESO VLT ANTU & FORS1 (1999)

Kleine moleculaire wolk (~10 K of -263°C), voor

99% bestaand uit gas (voornameijk H2) en

slechts weinig stofdeeltjes, op slechts ~ 410

lichtjaar van ons vandaan.

hemelequator0º

- 10º

- 30º

- 20º

18h 17h

B68

17h 22’ 36”

-23° 55’

M e l k w

e g

12.500 AE

N

E

6.8 boogminuten

Page 9: RS 2006 Ontstaan vh Zonnestelsel dl 1

Bok globule Barnard 68 in OphiuchusESO VLT ANTU & FORS1 (1999)

Compositiefoto van B68 met infrarood-opnames waarop sterren te zien zijn die áchter de stofwolk staan! In de wolk zelf vindt op dit moment nog geen stervorming plaats.

B68 obscuratie(tot 35 magnitudes)

Massa van B68Gas ~ 2 à 3 MּסStof ~ 0.03 Mּס

Allereerste fase van samentrekking, op weg naar ineenstort-ing en de vorming van een ster

Page 10: RS 2006 Ontstaan vh Zonnestelsel dl 1

Er zijn tientalle moleculen ontdekt in het interstellaire medium van allerlei verschillende C,H,O,N verbindingen, van een eenvoudige CO verbinding, tot het complexe HC11N

Ruimtestof opgevangen met vliegtuig op grote hoogte boven aarde

Page 11: RS 2006 Ontstaan vh Zonnestelsel dl 1

adsorptiedesorptie

reactie

diffusie

Bij adsorptie b.v.

hechten gas-

moleculen zich

rechtstreeks aan

een vast opper-

vlak, zoals bij

waterdamp aan

waterijs, waarbij

de vloeibare

(water-) fase wordt

overgeslagen!

Complexe chemische reacties vinden plaats op het grensgebied van een stofkorrel, omgeven door een waterijsmantel, en het interstel-laire medium.

Page 12: RS 2006 Ontstaan vh Zonnestelsel dl 1

Moleculaire gas- en stofwolk met toenemende draaiing. Opwarming door verhoging van de gasdruk en wrijving tussen deeltjes. Straling in het verre infrarood.

Na inzet van instorting van de gaswolk versnelt de instorting door toenemende gravitatie van de centrale massaconcentratie

10.000 AE

R = 500 AEuit: NASA Genesis Program

Aanvang tijdmeting van vorming van zon & planetenstelsel T = 0

Page 13: RS 2006 Ontstaan vh Zonnestelsel dl 1

R = 500 AE

10.000 AE

omtrek van de oorspronkelijke

gaswolk

Moleculaire gas- en stofwolk wordt vlakker en in het centrum onstaat een protoster. Begin van uitstroming van onder meer Röntgenstraling en gas langs beide polen van de protoster.

In het centrum van de instortende gaswolk onstaat de accretieschijf, waaruit later planeten kunnen ontstaan.

uit: NASA Genesis Program

T ~ 104 – 105 jaar

Page 14: RS 2006 Ontstaan vh Zonnestelsel dl 1

Moleculaire gas- en stofwolk vrijwel

volledig samengetrokken in centrale

T-Tauri ster en accretieschijf. Sterke

polaire uitstroom van gas en onder

meer Röntgenstraling. Stofschijf

straalt in het infrarood.

T ~ 105 – 106 jaar

100 AE

PlutoZon

40 AE

Snelheid van rotatie van accretieschijf neemt toe

Vermindering van snelheid van rotatie van ster m.n. door verlies van massa

langs polaire assen

Page 15: RS 2006 Ontstaan vh Zonnestelsel dl 1

M42

h e m e l e q u a t o r

Skymap

HST 1995 Orion Nevel M42

“proplyds” PROto-PLanetarY DiskS

Page 16: RS 2006 Ontstaan vh Zonnestelsel dl 1

Verdeling van

grootte van een

aantal proplyds in

Orion nevel

Aarde – Pluto 40 AU

Aan

tal

Page 17: RS 2006 Ontstaan vh Zonnestelsel dl 1

IRAS spectroscopische

waarnemingen waren de

eeste die een grote

hoeveelheid IR straling

waarnam rond sommige

jonge sterren en die wordt

geïnterpreteerd afkomstig

te zijn van een stofring

rond deze sterren

wrijvingswarmte

stralingswarmte

strerrewind

ster in centrum van stofring

s t o f r i n g

ster

Infrarood “schouder” van de stofring

heet

koel

koud

Page 18: RS 2006 Ontstaan vh Zonnestelsel dl 1

De grootteverdeling van stofdeeltjes in de stofring m.b.v. de energie-verdeling van het infrarode spectrum (Spectral Energy Distribution SED)

Dullemond & Dominik 2004

ster

Infrarood “schouder” van de stofring

Page 19: RS 2006 Ontstaan vh Zonnestelsel dl 1

Modellering van het tijdverloop van de ontwikkeling van een stofring m.b.v. SED

Dullemond & Dominik (2004)

Page 20: RS 2006 Ontstaan vh Zonnestelsel dl 1

kleuren representeren de verschillende intensiteietn van het licht, met rood het meest intens

De golfvormen in de schijf worden waarschijnlijk veroorzaakt door interactie van planeten

Stof- en gasschijf rond Beta Pictoris, gezien vanaf de zijkant

HST 1998

Page 21: RS 2006 Ontstaan vh Zonnestelsel dl 1

Verdichtingen verdun-ningen in jet duiden op variaties in de gas- en stofstroom van af de ster

Jet komt in borsing met een nabij gelegen moleculaire

wolk, waardoor deze oplicht

De snelheid van de gasstroom in de jet is ~ 160.000 tot 960.000 km/h. De jet beneden de disk stroomt ~2x zo snel als die boven de disk.

accretie-schijf

jet

jet

De accretie-schijf blok-

keert het licht van de ster.

De schijf heeft een diameter van ~ 450 AE

450 AE

Veranderingen in jet waargenomen over periode van 5 jaar

Page 22: RS 2006 Ontstaan vh Zonnestelsel dl 1
Page 23: RS 2006 Ontstaan vh Zonnestelsel dl 1

Accretie en structuur van de stof- en gasschijf

Vorming van de schijf

Toevoeging van massa naar centrale ster

Viscose spreiding en thermisch uitzetten van de schijf

Page 24: RS 2006 Ontstaan vh Zonnestelsel dl 1

Schematisch overzicht van de protoplanetaire schijf

Stof

T-Tauri ster

hete buitenlaag

koude centrale laag

Binnengrens van condensatie van het stof

laag met grotere stofdeeltjes

Page 25: RS 2006 Ontstaan vh Zonnestelsel dl 1

Schematisch overzicht van de protoplanetaire schijf

Binnengrens van condensatie van het stof

T-Tauri ster

Gas

volgende dia

Page 26: RS 2006 Ontstaan vh Zonnestelsel dl 1

De accretieschijf direct rond de pas gevormde ster

Page 27: RS 2006 Ontstaan vh Zonnestelsel dl 1

100 AE

PlutoZon

40 AE

De laatste restanten van de stofschijf waarin vorming plaatsvindt van planetissimalen, protoplaneten en de eerste planeten.

Nucleaire ontbranding in ster vangt aan en de ster is aangekomen op de hoofdreeks van het HR diagram.

uit: NASA Genesis Program

T ~ 106 – 107 jaar

Page 28: RS 2006 Ontstaan vh Zonnestelsel dl 1
Page 29: RS 2006 Ontstaan vh Zonnestelsel dl 1

PlutoZon

40 AE

T ~ 107 jaar

uit: NASA Genesis Program

Systeem van ster met planeten

Page 30: RS 2006 Ontstaan vh Zonnestelsel dl 1

13.700.000.000

Onstaan v/d MELKWEG 13.500.000.000

De RECENTE tijd... het NU

Onstaan ZONNESTELSEL 4.700.000.000Onstaan AARDE 4.600.000.000

LEVEN ontstaat op aarde 3.700.000.000

Uitwendig skelet [Laat Precambrium] 540.000.000

Voldoende zware elementen gevormd? 10.000.000.000

Ontstaan van leven onwaarschijnlijk, met name door het ontbreken van zwaardere elementen in voldoende concentraties

Ontstaan van leven elders mogelijk?

Begin van de TIJD met de OERKNAL

Galactische abondanties

Page 31: RS 2006 Ontstaan vh Zonnestelsel dl 1

Nucleo-synthese in sterren

nucleosynthese in supernovae

Materie dat is ingevangen in een ster kan niet zonder novae of supernovae in voldoende mate worden teruggebracht in de inter-stellaire – intergalactische – ruimte

Big Bang

Géén (terrestrische)

planeten zonder voldoende

zwaardere elementen

Page 32: RS 2006 Ontstaan vh Zonnestelsel dl 1

gewone materieneutrino’s

donkere materie

donkere energie

Silk 2006

~24%

~76%

onmiddellijk na de Oerknal

Aanrijking metalen > He

• Type II supernovae

• Type Ia supernovae

• Novae

• Planetaire nevels

• Sterrenwinden

No hydrogen Balmer lijnenHydrogen Balmer lijnen

SN type IaSN type II Planetaire nevel

Page 33: RS 2006 Ontstaan vh Zonnestelsel dl 1

snelheid van het gas van een SN explosie vermoedelijk vaak > dan ontsnappingssnelheid Melkweg

Pearson Education 2005

1

2

3

45

6

Page 34: RS 2006 Ontstaan vh Zonnestelsel dl 1

Abun

Abondanties in de buurt van de zon komen niet a priori overeen met die van andere regio binnen de melkweg, zoals in de centrale “bulge”, of in andere delen van de “disk”, op andere afstanden van het galactisch centrum dan waar de zon is gelegen.

Pearson Education 2005

Inval van al of niet aangerijkt (extra-) galactisch gas, b.v. afkomstig van (extra-galactische) supernovae

omgeving v/d zonsolar neighborhood

Page 35: RS 2006 Ontstaan vh Zonnestelsel dl 1

Evolutie van de mate van formatie van sterren (psi ψ) en type II en type Ia super novae in de “solar neighborhood”

Galactic chemical abundance evolution in the solar neighborhood up to the iron peak (Alibes et al., 2001)

Big Bang

Recent

formatie van zon en zonnestelsel

Page 36: RS 2006 Ontstaan vh Zonnestelsel dl 1

Evolutie in tijd van de totale metaliteit Z van het intergalacticsch medium in de “solar neighborhood”, genormaliseerd naar de zonswaarde Z0

Z is de massaverhouding metaal (> He) / gas (H+He); Zo Zon = 1 per definitie

Galactic chemical abundance evolution in the solar neighborhood up to the iron peak (Alibes et al., 2001)

Tijd in Ga0.0 2.0 4.0 6.0 8.0 10.0 12.0

Big Bang

Recent

formatie van zon en zonnestelsel

Toename abundanties in galactisch medium buiten omgeving zon

Abondantie zon na ontstaan niet meer veranderd

Page 37: RS 2006 Ontstaan vh Zonnestelsel dl 1

Uitkomsten van een modelberekeningen van de evolutie van de verhouding [Fe/H] voor contributies van type II supernovae (onderste lijn) en type II + type Ia supernovae (bovenste lijn)De waarde [Fe/H] voor de zon is per definitie nul

Galactic chemical abundance evolution in the solar neighborhood up to the iron peak (Alibes et al., 2001)

formatie van zon en zonnestelsel

Toename [Fe/H] in galactisch medium buiten omgeving zon

Big BangRecent

Page 38: RS 2006 Ontstaan vh Zonnestelsel dl 1

(protonen + neutronen = massagetal A)

Berekende massafracties van waterstof t/m zink ten tijde van het ontstaan van de zon (boven) en alle daartoe behorende stabiele isotopen (links). De uitkomsten liggen in vrijwel alle gevallen binnen de grenzen van een factor 2 van de abondanties van de zon.

Galactic chemical abundance evolution in the solar neighborhood up to the iron peak (Alibes et al., 2001)

bovengrens 2 x zonswaarde

ondergrens 0.5 x zonswaarde

(protonen in de kern = atoomgetal Z)

Page 39: RS 2006 Ontstaan vh Zonnestelsel dl 1

Spectroscopisch bepaalde concentraties van elementen in de atmosfeer van de zon (verticale as, logaritmisch)

Nucleosynthese in sterren

Nucleosynthese in novae

NASA Genesis website (het aamtal protonen in de kern)

Big Bang

He aan-rijking in zon

Vrijwel alle elementen > He en hun concentraties zijn afkomstig van de moleculaire wolk waaruit de zon en de planeten zijn ontstaan

Page 40: RS 2006 Ontstaan vh Zonnestelsel dl 1

“Solar Abundancy”Bepaald door middel van:

• Spectroscopie v/d zon

• Analyse van o.a. carbonaatrijke

chondrieten

Er is een uitstekende correlatie

tussen abondanties van de zon,

bepaald d.m.v. spectroscopie en

die van b.v. carbonaatrijke

chondrieten (zie figuur).

Uitgezonderd zijn de gasvormige

elementen en elementen van de

lithium-beryllium-boron groep, die

in sterren niet stabiel zijn.

Page 41: RS 2006 Ontstaan vh Zonnestelsel dl 1

Fragment van de Murchison chondritische meteoriet, welke in 1969 in Victoria, Australië neer is gekomen. In totaal zijn ongeveer 82 kg aan fragmenten gevonden. De meteoriet is beroemd vanwege de vele organische verbindingen welke er in zijn aangetroffen.

Murchison

Page 42: RS 2006 Ontstaan vh Zonnestelsel dl 1

kristal van siliciumcarbide, afkomstig uit de Murchison meteoriet

Er zijn echter in het centrum van

verschillende mineraal-aggregaten in

de Murchison meteoriet ook kristallen

gevonden van siliciumcarbide, SiC.

Deze blijken ouder te zijn dan de oudst

gemeten mineralen van het

zonnestelsel zelf en worden daarom

presolair genoemd.

De afkomst van het SiC is vrijwel zeker

uit rode reuzensterren, waar het door

sterke sterrewinden moet van zijn

weggeblazen de ruimte in.

Page 43: RS 2006 Ontstaan vh Zonnestelsel dl 1
Page 44: RS 2006 Ontstaan vh Zonnestelsel dl 1

Silicium komt in een aantal isotopen voor in de natuur, waaronder 28Si, welke het meest algemeen is, en de isotopen 29Si en 30Si, welke alleen in rode reuzen kan worden aangemaakt.

De verhouding van 29Si en 30Si in de zon, op aarde, op de maan en in verschillende meteorieten is bekend en in alle gevallen precies aan elkaar gelijk.

In de SiC kristallen uit de Murchison meteoriet echter komen veel hogere waarden voor.

Page 45: RS 2006 Ontstaan vh Zonnestelsel dl 1

De samenstelling van de moleculaire wolk waaruit de zon is ontstaan is waarschijnlijk aangerijkt met SiC kristallen, die afkomstig zijn van meer naar het centrum van de melkweg gelegen rode reuzen, welke op hun beurt waarschijnlijk weer zijn gemigreerd van een nog dichter bij het centrum van de melkweg gelegen gebied…

HST M100

migratie van rode reuzen

SiC

21.500 lj

27.500 lj

Page 46: RS 2006 Ontstaan vh Zonnestelsel dl 1

Het ontstaan van óns zonnestelsel

13.700.000.000

Onstaan v/d MELKWEG 13.500.000.000

De RECENTE tijd... het NU

Onstaan ZONNESTELSEL 4.700.000.000Onstaan AARDE 4.600.000.000

LEVEN ontstaat op aarde 3.700.000.000

Uitwendig skelet [Laat Precambrium] 540.000.000

Voldoende zware elementen gevormd? 10.000.000.000

Ontstaan van leven onwaarschijnlijk, met name door het ontbreken van zwaardere elementen in voldoende concentraties

Ontstaan van leven elders mogelijk

Begin van de TIJD met de OERKNAL