Ontstaan van sterren

Op m'n homepage vind je Zoom into the Pillars of Creation en een korte omschrijving hoe sterren uit een samengeperste gas-en stofwolk ontstaan. De allereerste sterren, de kolossale populatie-III-sterren, hadden "maar 'n kort bestaan" van enkele miljoenen jaren.

Waarom de naam Populatie lll? De sterren van de Melkweg waren eerder al hadden ingedeeld in populatie I (sterren zoals de zon, rijk aan zwaardere elementen en deel uitmakend van de Melkwegschijf) en populatie II (oudere sterren, met minder zware elementen, zoals die worden aangetroffen in de kern en halo van de Melkweg en in bolvormige sterrenhopen). In een gaswolk zonder daarin metalen, worden alleen sterren van 100 zonsmassa's en meer gevormd. Dit waren de iets verderop beschreven Wolf-Rayetsterren.

Protoster in het midden van een Protoplanetaire schijf: hieruit kunnen planetaire systemen ontstaan.
Deze zogeheten accretieschijven vormen zich bij élke ster!!! Dus bij elke ster kunnen dus planeten ontstaan uit de brokstukken die er nou eenmaal zijn bij stervorming! Alleen onze eigen Melkweg al telt zo'n 200 miljard sterren.....

klik op Download, vervolgens verschijnt links onderin 'Bestand openen'

Classroom Aid Eagle Nebula
MP4 bestand – 10,0 MB 100 downloads

Het duurt wel een paar honderdduizend jaar voordat zo’n koele, donkere wolk licht en warmte begint uit te stralen. Om het ontstaan van sterren, nevels en sterrenstelsels uit te leggen, moet ik teruggaan tot het ontstaan van de allereerste sterren en hoe er vanaf dát moment een proces van recycling in gang werd gezet.

Stervorming is een voortdurend proces dat zich al sinds het prille begin van het universum afspeelt. Het is 'n manier van voortplanting van het universum zelf. Deze eigenschap kreeg het universum mee tijdens de inflatie van het heelal: een exponentiële groeispurt de ruimte in. Later meer hierover.

De kolossale populatie-III-sterren, Wolf-Rayetsterren, de allereerste sterren, zouden honderden of zelfs duizend keer de massa hebben gehad dan de Zon!! Bovendien ziedend heet, en na ongeveer twee miljoen jaar waren ze door hun brandstof heen en als supernova geëxplodeerd.

Astronomen vermoeden al heel lang dat er een eerste generatie van sterren moet zijn – de zogeheten populatie-III-sterren – (verwarrende term voor de eerste sterren), die is voortgekomen uit materie, dat enkele honderdduizenden jaren na de inflatie van het heelal is kunnen ontstaan. Deze eerste populatie sterren bestaan uit slechts drie elementen: waterstof, helium en sporen van lithium. Alle zwaardere chemische elementen – zoals zuurstof, stikstof, koolstof en ijzer, die cruciaal zijn voor leven – zijn in het inwendige van deze en latere sterren gevormd. Het beste voorbeeld om dit te visualiseren is de supernova-explosie van de Krabnevel, bijna 5500 jaar vóórdat die in het jaar 1054 werd gezien. Deze nevel staat namelijk op een afstand van 6500 lichtjaar.

Crab Nebula Supernova Explosion High Definition
MP4 bestand – 4,8 MB 97 downloads

Cyclus van een ster

Het eindstadium van een ster hangt volledig af van zijn massa. Zware sterren nemen andere gedaantes aan dan lichte sterren.

Een ster bereikt zijn eindstadium wanneer de brandstof in de ster opgebruikt is. In het begin is die brandstof waterstof, dan helium, en nog later de zwaardere elementen. Dit proces duurt tot de ster niet genoeg hitte meer produceert om voor kernreacties te zorgen. Dat is het moment waarop een ster, door het ontbreken van interne druk gaat inkrimpen, imploderen. De ster wordt daardoor instabiel en de buitenste lagen worden weggeblazen. Op die manier ontstaat een planetaire nevel en de kern die overblijft, wordt een witte dwerg. In die periode zijn de buitenste lagen van de ster heet genoeg om koolstof te verbranden. Deze periode duurt zo’n 1 miljard jaar.

Het einde van zware sterren:
Bij grote sterren van 10 zonmassa's of meer, is de koolstofverbranding niet het einde. Doordat steeds zwaardere elementen verbrand worden, loopt de temperatuur in de kern zeer hoog op. Hierbij wordt de koolstof verbruikt voor de productie van verschillende elementen, zoals ijzeratomen in de kern. Deze kernreacties verbruiken meer energie dan ze voortbrengen. Hierdoor zal de ster exploderen. De ster zal 100 miljoen maal helderder worden en meer dan de helft van de materie wordt de ruimte ingeslingerd. Dit is een supernova, waarbij er ook een nevel ontstaat (supernovaerest). 

De explosie van sterren zorgt ervoor dat er materiaal terugkeert naar het interstellair medium (ISM). Dit is alle materie en energie die zich tussen de sterren in een sterrenstelsel bevindt. Gewone sterren vormen dan een planetaire nevel. Deze hebben aanvankelijk een zeer hoge dichtheid en temperatuur. Het gas beweegt weg met enkele kilometers per seconde en binnen 20.000 jaar is de nevel vrijwel verdwenen. Omdat er vrij veel gewone sterren zijn, is deze vorm van recycling belangrijk voor de toevoer van massa aan het ISM.

Een supernova is dus zeer belangrijk voor het ISM. Omdat deze sterren erg zwaar zijn, produceren ze metalen. Hoe zwaarder een ster, hoe zwaarder de metalen deze kan maken door de innerlijke druk en temperatuur. Supernovae zorgen zijn dus van belang voor de recycling van materiaal, omdat uiteindelijk weer nieuwe sterren ontstaan uit dit materiaal. Een supernova beïnvloedt ook het ISM door de schokgolf die bij de explosie ontstaat. Hierdoor wordt het ISM verhit, ioniseert en het gas gaat röntgenstraling uitzenden. Een supernova is voor het ISM de belangrijkste vorm van energie input. 

Wanneer zware sterren exploderen verandert de overgebleven kern in een zwart gat. Bij lichtere sterren krimpt de kern in tot een kleine neutronenster met een zeer geringe omvang van slechts 'n twintigtal kilometer! Dat zien we ook terug bij de kern van de ster die supernova onderging die de Krabnevel vormde. 

Zooming In On The Crab Nebula
MP4 bestand – 16,6 MB 112 downloads

Rondom de pulsar zie je allemaal rimpels, die ontstaan doordat windcirculaties die door de pulsar worden uitgezonden botsen tegen het omringende materiaal van gas en stof in de Krabnevel. 

Time Lapse Movie Of Crab Pulsar Wind
MP4 bestand – 2,0 MB 88 downloads

De neutronenster werd een zeer snel ronddraaiende pulsar, die maarliefst 30 keer per seconde om z’n as roteert.

Het overgrote deel van het supernovarest, met daarin alle zwaardere chemische elementen dan waterstof en helium – zoals zuurstof, stikstof, koolstof en ijzer, expandeert en gaat zich mengen met het interstellair medium. De vrije expansie duurt zo'n 200-1000 jaar. De expansiesnelheid is ongeveer 40.000km/s om uiteindelijk stervormingsgebieden te vormen in gigantische gas- en stofwolken. Het volgende is ook terug te vinden in m'n beschrijving van M16 in de Messier-catalogus.

De stofwolken bestaan vooral uit de zwaardere elementaire deeltjes (o.a. koolstof, silicaten en ijzer) maar alle stofdeeltjes bij elkaar vormen slechts een kleine hoeveelheid van de totale massa in stervormingsgebieden (ongeveer 1%). Het gas wordt gedomineerd door waterstof en helium. De interstellaire wolken hebben geen homogene structuur, maar bestaan uit verdichtingen. Turbulentie en magneetvelden weerhouden de wolk ervan om in te storten door de zwaartekracht, maar in de loop van miljoenen jaren wordt dit systeem instabiel en beginnen de gebieden waar de dichtheid hoog genoeg is samen te trekken. Dit begint in het centrum en breidt zich uit.
De meeste wolken zijn echter stabiel en trekken zich niet samen. Er bestaat dan een evenwicht tussen de gravitatiekracht die wil maken dat de wolk inkrimpt, en de gasdruk die wil maken dat de wolk uitzet. De gasdruk wordt hoger naarmate de temperatuur hoger wordt: de deeltjes bewegen dan sneller en botsen dus harder en stoten ze elkaar af.

Om het ontstaan van sterren te kunnen begrijpen, is het belangrijk te weten wat een impulsmoment is. oftewel draai-impuls. Dit is de 'hoeveelheid draaiing' die een object heeft. Impulsmoment is misschien wel het belangrijkste bij de begrijpen van alle bewegingen in het heelal. Net zoals de wet van behoud van impuls, die aangeeft dat als er geen externe krachten op een systeem werken de totale impuls behouden blijft, zo is er ook een wet van behoud van impulsmoment: bij een bol die om zijn eigen as draait, kunnen we bemerken dat niet elk punt op en binnen deze bol hetzelfde impulsmoment met zich meedraagt. Een punt aan de buitenkant van de bol heeft een grotere snelheid dan een punt aan de binnenkant, er moet een grotere cirkel om de as afgelegd worden in dezelfde tijd.

Alle hemellichamen d.w.z. alle sterren, planeten, sterrenstelsels, draaien op een of andere manier zowel om hun eigen as, als om andere hemellichamen heen. Ook nevels (gigantische gas- en stofwolken) hebben een impulsmoment: de beweging ten opzichte van het zwaarste punt. De wet van behoud van impulsmoment betekent voor alle hemellichamen en nevels dat zij slechts van hun impulsmoment af kunnen komen door het aan een ander object over te dragen.

Het impulsmoment, dus de hoeveelheid draaiing van de ineenstortende wolk kan door verschillende dingen worden veroorzaakt. Bijvoorbeeld door de draaiing van het melkwegstelsel waarin hij zich bevindt. Of als de wolk niet homogeen is (niet in alle richtingen even groot en dicht), waardoor hij bij het ineenkrimpen een draaiing krijgt. Of doordat er twee wolken die oorspronkelijk andere richtingen op gingen zijn samengeklonterd.

Naarmate steeds meer deeltjes in de wolk botsen (wat steeds vaker zal gebeuren naarmate de dichtheid groter wordt) heffen tegengestelde momenten elkaar steeds meer op, totdat er een wolk is ontstaan waarin alle deeltjes dezelfde kant op draaien en hun banen niet meer kruisen. De hele wolk draait dan in zijn geheel om z’n eigen rotatie-as. Tijdens het samentrekken van de verdichtingen, met in het midden een protoster, zal de materie steeds sneller beginnen te draaien om het impulsmoment van de wolk te behouden. Dit is vergelijkbaar met een kunstrijdster die tijdens een pirouette haar armen bij elkaar brengt. Het gas en stof kan hierdoor niet direct op de protoster vallen en zal in een dikke schijf langzaam naar binnen toe bewegen. 

Tijdens het samentrekkingsproces begint de schijf steeds sneller te roteren. Overtollige draai-energie wordt afgevoerd door het wegblazen van twee straalstromen, die haaks op de schijf staan, evenwijdig aan de draaiingsas.

Een nevel is een interstellaire gas- en stofwolk. Aanvankelijk werd de naam "nevel" gebruikt voor elk verafgelegen object, dus ook sterrenstelsels, ver buiten onze eigen Melkweg. Er zijn voorbeelden van deze term terug te vinden in bijvoorbeeld het Andromedastelsel dat vaak nog steeds de naam Andromedanevel krijgt.
Nevels zijn stervormingsgebieden. Ze worden gevormd wanneer moleculaire gas- en stofwolken inklappen onder hun eigen zwaartekracht. Vaak door de schokgolven van een nabijgelegen supernova explosie. De wolk krimpt dan in, fragmenteert en maakt op dat moment soms wel honderden nieuwe sterren aan. De nieuw gevormde sterren ioniseren het omliggende gas om een emissienevel te vormen.

Andere nevels worden gevormd door de sterren zelf. Een zware ster die na 'n paar miljoenen jaar zijn brandstof heeft verbruikt en alleen nog ijzer in z'n kern heeft (dat geen spontane kernfusie meer kan ondergaan), zal eindigen in een supernova. De lagen die dan afgestoten worden bestaan, behalve uit de lichtere elementen, ook uit alle zwaardere elementen dan ijzer. De nevels van novae en supernovae kennen we als een novarestant of supernovarestant, bijvoorbeeld de Krabnevel.

Een ster die de transformatie doormaakt naar een witte dwergster, blaast de buitenste laag weg om dan uiteindelijk een planetaire nevel te vormen. Dit zal de Zon overkomen wanneer die over 5 miljard jaar door z'n brandstof heen is. De term diffuse nevel wordt meestal gebruikt voor nevels die licht uitstralen. 

Er zijn enkele soorten diffuse nevels: emissienevels, planetaire nevels, reflectienevels en supernovarestanten. De naam donkere nevel wordt dan weer gebruikt voor nevels die geen licht uitstralen. De kleur van de nevel is afhankelijk van de chemische samenstelling en de hoeveelheid ionisatie. Door de hoge aanwezigheid van waterstof in interstellair gas en de lage energievereiste voor ionisatie, zijn vele emissienevels rood. Indien meer energie beschikbaar is, kunnen andere elementen geïoniseerd worden waardoor groene en blauwe nevels ook mogelijk zijn. Door het bestuderen van het spectrum van de nevels kunnen astronomen hun chemische samenstelling bepalen. De meeste emissienevels bevatten 90% waterstof. De overige elementen zijn helium, zuurstof, stikstof en anderen.

Emissienevels

Emissienevels zijn gas- en stofwolken waarvan het gas geïoniseerd is, zodat licht uitgestraald wordt. Deze ionisatie wordt teweeg gebracht door hoog-energetische fotonen die door een nabije jonge ster. Onder de verschillende soorten emissienevels bevinden zich de zogeheten H II-gebieden, waarin stervorming plaatsvindt en jonge massieve sterren de bron zijn van de ioniserende straling. Zoals gezegd, de kleur van de nevel is afhankelijk van de chemische samenstelling en de hoeveelheid ionisatie.

NGC 2264 De omgeving van de Cone nevel.

NGC 2237 Rosette nevel.

IC 1396 Kosmische slurf van meer dan 20 lichtjaar.

                                       M16 de Adelaarnevel                                                                                                    

De valleien in de Orionnevel

Zwevend Boven De Valleien In De Orionnevel
MP4 bestand – 12,0 MB 109 downloads

De Zon is een middelmatige ster van spectraalklasse G2.

Planetaire nevels

Wanneer de brandstof (waterstof en helium) van een ster helemaal opgebruikt is,  zal de ster waaruit de nevel voorkomt, geleidelijk gaan uitzetten tot een rode reus waarna deze enorme ster begint in te krimpen tot deze in elkaar stort en er uiteindelijk een witte dwerg overschiet. De temperatuur is ondertussen zó hoog opgelopen in het binnenste van de ineengekropen ster, dat deze hitte zijn weg zoekt naar buiten en op deze manier de buitenste gaslagen van de ster letterlijk wegblaast. Door de blootgestelde hete kern worden die lagen geïoniseerd. Meestal is een  grote groep van jonge sterren verantwoordelijk voor het ioniserende werk.

Helixnevel (NGC 7293)

Reflectienevels

Reflectienevel rondom Pleïaden

NGC 1909

Reflectienevels zijn immense gas- en stofwolken die door licht van een nabije sterren worden verlicht. Deze sterren zijn niet heet genoeg om ionisatie te veroorzaken in het gas van de nevel zoals in emissienevels, maar zijn helder genoeg om het licht te verspreiden en het stof zichtbaar te maken. 
De microscopische deeltjes die verspreid worden, zijn  samenstellingen van koolstof en andere elementen (voornamelijk ijzer en nikkel). Het ijzer en nikkel wordt vaak uitgelijnd met het galactisch magnetisch veld dat ervoor zorgt dat het verspreide licht lichtjes wordt gepolariseerd. Even wat details omdat ik dit ken: Met uitlijnen wordt bedoeld, dat de metaalstructuur door blootstelling aan een extern magnetisch veld, in één lijn, in één richting wordt gebracht, waardoor het materiaal zelf gemagnetiseerd wordt, krijgt een noord-zuidrichting. Hieronder de uitleg.

Het onderscheid tussen emissienevels en reflectienevels werd pas in 1922 gemaakt door Edwin Hubble. De reflectienevels zijn meestal blauw aangezien de verspreiding van licht meer effectief is voor blauw dan voor rood licht (dit is het zelfde verspreidingsproces dat ons een blauwe lucht en rode zonsondergangen geeft). Reflectienevels en emissienevels worden vaak samen, naast elkaar of overlappend aangetroffen. Soms worden ze als diffuse nevel omschreven zoals de Orionnevel. Er zijn momenteel zo'n 500 reflectienevels bekend. De bekendste reflectienevel is deze rond de sterren van de Pleïaden. Een blauwe reflectienevel kan ook gezien worden in het sterrenbeeld Sagittarius. Deze kreeg de naam "Trifid nevel". 

De Trifidnevel, M20, is een stervormingsgebied dat toepasselijk de drie basistypes van astronomische nevels illustreert: rode emissienevels gedomineerd door het licht van waterstofatomen, blauwe reflectienevels die het resultaat zijn van door stof weerkaatst sterlicht, en donkere absorptienevels waar dichte stofwolken in silhouet verschijnen.

Donkere nevels

Nevels die licht tegenhouden worden donkere nevels of absorptienevels genoemd. Donkere nevels bestaan uit gas en stof die het licht van achtergelegen objecten tegenhoudt. De nevel is zelf onzichtbaar en straalt geen licht uit, maar kan gezien worden doordat de donkere gas-en stofwolken afsteken tegen een heldere achtergrond. Dat kan een groep sterren zijn of een andere nevel die wel licht uitzendt, zoals een emissienevel. Op zich verschilt een donkere nevel niet zo erg van emissienevels en reflectienevels. Het enige verschil is dat er geen ster in de buurt staat om deze donkere nevel in het licht te zetten. De binnenste regio's van donkere nevels zijn stervormingsgebieden, vanwege de grote dichtheid.

Zooming In On The Horsehead Nebula 2 D
MP4 bestand – 6,7 MB 86 downloads

H I gebieden zijn interstellaire wolken die voornamelijk bestaan uit neutrale waterstofatomen (H1). Deze gebieden worden niet opgelicht door omliggende sterren maar zijn toch aangetroffen worden, omdat moleculen in deze gebieden kleine hoeveelheden straling van neutraal waterstofgas uitzenden.

H II gebieden hebben grote hoeveelheden geïoniseerde waterstofatomen: wolken van gloeiend gas en plasma van soms wel meer dan 100 lichtjaar breed, waarin sterren ontstaan. Jonge, hete, blauwe sterren die zich vormden uit het gas, zenden overvloedige hoeveelheden ultraviolet licht uit die de omliggende nevel ioniseert. 

De Tarantulanevel is een reusachtig stervormingsgebied in de Grote Magelhaanse Wolk, een nabij sterrenstelsel op ongeveer 180.000 lichtjaar afstand.

Voor het ontstaan van sterrenclusters zie Bolvormige en open sterrenhopen.

Sterrenstelsels

Na de beginfase van extreem hoge temperaturen waarin het universum baadde in 'n heet plasma van losse quarks, gluonen en elektronen, werd het gehele heelal geleidelijk opgevuld met uitgestrekte nevelvelden van waterstof. Door botsingen van protonen en neutronen met hoge energie fuseerden waterstofatomen tot helium, waardoor de uitgestrekte nevelvelden een samenstelling kreeg dat bestond voor 76% uit waterstof en voor 24% uit helium. Maar deze gigantische wolkenvelden waren onregelmatig verspreid doorheen het universum met verschillende dichtheden. Gebieden met een hoge dichtheid werden door de zwaartekracht steeds compacter, waardoor uiteindelijk de eerste sterren gingen ontstaan. Sterren voegden zich bij elkaar en vormden clusters. Clusters kwamen bij elkaar en vormden de eerste kleine sterrenstelsels. Deze kleine sterrenstelsels voegden zich tenslotte samen tot grotere sterrenstelsels. 

Naast de onregelmatige verspreiding en dichtheden van de waterstof/helium-wolken waren er ook fluctuerende temperatuurverschillen in het vroege universum. De kosmische achtergrondstraling is elektromagnetische straling als een overblijfsel uit een vroeg stadium van het universum. Deze straling is nu bijna 14 miljard jaar onderweg en geeft een beeld van het allervroegste heelal. In de kosmische achtergrondstraling komen kleine temperatuurverschillen voor die overeenkomen met gebieden die bij het ontstaan van het heelal een licht andere dichtheid hadden dan de omringende gebieden. Die kleine verschillen zijn volgens theoretici in het huidige heelal uitgegroeid tot sterren en sterrenstelsels. Ze zouden ontstaan zijn toen het heelal een leeftijd had van 10−30 seconden. Deze verschillen, ook rimpelingen of fluctuaties genoemd, bleven bewaard in het beeld van de kosmische achtergrondstraling dat kan gemaakt worden van toen het heelal een leeftijd had van ongeveer 380 000 jaar of met andere woorden van vlak na het recombinatietijdperk. In dat tijdperk combineerden protonen en elektronen zich tot waterstofatomen. Daardoor werd het heelal transparant en kon licht door de ruimte reizen, daarvoor was dat niet mogelijk.

Pas tussen ongeveer 150 miljoen en 'n miljard jaar later ontstaan hier en daar de eerste sterren en vanaf 400 miljoen jaar ook de eerste sterrenstelsels. Die allereerste sterren en sterrenstelsels zorgden met hun enorme ultraviolette straling, zodat die recombinatie (of on-ionisatie) weer teniet werd gedaan en dat er opnieuw sprake was van een ionisatie: door de overvloedige UV-straling kregen de elektronen opnieuw genoeg energie om zich los te weken van de protonen en was het gedaan met het neutrale waterstof. Vandaar de term reïonisatie, waarmee ook een einde kwam aan de donkere periode van het heelal. 

 

De afbeelding hierbij toont het "oudste licht" van het heelal, 379.000 jaar na het ontstaan van het heelal.

De oranje/rode gebieden zijn warmer terwijl de blauwe gebieden kouder zijn. De blauwe gebieden markeren gebieden die overeenkomen met de 'zaden die uitgroeiden tot sterren en sterrenstelsels'. Want: Om te kunnen samentrekken voor stervorming moet de gaswolk immers behoorlijk afkoelen. In warmere gebieden krijgt de zwaartekracht onvoldoende vat om gaswolken in elkaar te laten storten. Voor dat afkoelen van de gaswolk is stof heel belangrijk.

A Journey Of Light Through Space And Time
MP4 bestand – 7,6 MB 81 downloads

Sterrenkundigen hebben aanwijzingen gevonden dat enkele van de dwergstelsels die om de Melkweg draaien tot de alleroudste sterrenstelsels in het heelal behoren.

Timeline Of The Milky Way Galaxy
MP4 bestand – 11,5 MB 91 downloads

Uit het filmfragment zou kunnen blijken, dat sterrenstelsels zijn ontstaan vanuit sterrenhopen, die om elkaar heen draaiend uiteindelijk zijn gaan samenklonteren tot stelsels door de zwaartekracht. Maar deze zwaartekracht heeft nog meer in petto!

Sterrenstelsels in ons universum leveren een onmogelijke prestatie. Ze roteren met zo'n enorme snelheid dat de zwaartekracht, die door hun waarneembare materie wordt gegenereerd, hen onmogelijk bij elkaar kan houden. Sterrenstelsels hadden zichzelf al lang geleden uit elkaar moeten scheuren. Hetzelfde geldt voor sterrenstelsels in clusters, wat wetenschappers doet geloven dat iets  aan het werk is dat we niet kunnen zien. Zij denken dat we nog moeten detecteren wat deze sterrenstelsels extra massa geeft, waardoor sterrenstelsels de extra zwaartekracht genereren die ze nodig hebben om intact te blijven. Deze vreemde en onbekende materie werd "donkere materie" genoemd omdat het niet zichtbaar is.

En nu ga ik me op glad ijs begeven, met 'donkere' wakken! Althans.....die je niet ziet als er een sneeuwlaag overheen zit.....

Vera rubin een Amerikaanse astronome nam waar dat de rotatiesnelheid van sterrenstelsels veel groter is dan op grond van de massa van de zichtbare materie, voornamelijk sterren en gas, wordt voorspeld. Volgens Newtons' zwaartekrachttheorie zouden sterrenstelsels die zo snel draaien meer massa moeten hebben, anders vliegen ze gewoonweg uit elkaar.

Deze waarneming van de “Bullet Cluster” toont zowel sterrenstelsels (wit/geel), gas (roze) en mysterieuze wolken van onzichtbare massa (blauw) waargenomen door middel van de lenswerking van zwaartekracht. Door veel astronomen wordt deze waarneming beschouwd als een sterk bewijs voor het bestaan van donkere materie. Bron: Quantum Universe en NASA

In tegenstelling tot normale materie, heeft donkere materie geen enkele interactie met elektromagnetische kracht. Dit betekent dat het geen licht absorbeert, reflecteert of afgeeft, waardoor het extreem moeilijk te detecteren is. In feite hebben onderzoekers het bestaan ​​van donkere materie alleen kunnen afleiden uit het zwaartekrachtseffect dat het lijkt te hebben op zichtbare materie.

De materie die we kennen en die alle sterren en sterrenstelsels vormt, vertegenwoordigt slechts 5% van de inhoud van het universum! Maar wat is donkere materie? Een idee is dat het......"supersymmetrische deeltjes" kan bevatten - hypothetische deeltjes die partners zijn van de deeltjes die al bekend zijn in het standaardmodel......een totaal nieuw soort elementaire deeltjes, van een type dat nog nooit waargenomen is.....

Experimenten met de Large Hadron Collider (LHC) kunnen vast meer directe aanwijzingen geven over donkere materie. Bron: Cern

Ik ga zelf, vooralsnog, geen stelling nemen of een veronderstelling doen, omdat ik geen onderzoekend wetenschapper ben. Wat ik wél ga doen is me verdiepen in betrouwbare stellingen en veronderstellingen waarin ik me kan vinden. Ook houd ik de beeldspraak vast, dat we 'donkere wakken' ook niet op grote afstand kunnen detecteren op een bevroren en besneeuwd wateroppervlak.....

'Donkere Materie doet haar naam alle eer aan: ze is niet zichtbaar en heel moeilijk te vinden'  Dirk Ryckbosch fysicus. 

"Naar het Higgs-deeltje werd ook 50 jaar lang gezocht vooraleer het ontdekt werd. Er worden als maar meer gevoelige experimenten opgezet en uitgevoerd om uiteindelijk ook donkere materie te vinden. En de euforie zal waarschijnlijk enorm te zijn: "In het heelal werd vijf keer zoveel/teveel donkere materie 'gemeten' als gewone materie. Onze blik op het universum, en alles wat zich daarin bevindt, is plots totaal anders geworden nu we die onzichtbare en on(be)grijpbare 85% eindelijk begrepen hebben!! We zullen beter dan ooit onze plaats in het geheel van de dingen gaan zien".

Want....donkere materie bleek tóch niet helemáál donker......Een onderzoeksteam heeft namelijk aangetoond, hoe donkere materie, anders dan via de zwaartekracht, andere donkere materie beïnvloedt: met de zwaartekrachtslenstechniek. Een zwaartekrachtlens is een relatief zeer sterk zwaartekrachtsveld, zoals dat van een sterrenstelsel of een zwart gat, dat het licht van een daarachterliggend voorwerp afbuigt. 

Dit lens-effect treedt op wanneer waarnemer, zwaartekrachtveld (lens) en achterliggende voorwerp (bron) ongeveer op één lijn staan.

Liliya Williams van de Universiteit van Minnesota van het onderzoeksteam: "We weten dat donkere materie bestaat, dankzij de gravitationele wisselwerking die zij vertoont. Maar we weten nog beschamend weinig over wat donkere materie nu eigenlijk precies is. Onze waarneming suggereert dat donkere materie wellicht ook interacties aangaat via andere krachten dan de zwaartekracht. En dat zou betekenen dat we enkele cruciale theorieën over de aard van de donkere materie kunnen uitsluiten.’ Bron: Astroblogs

Zelf denk ik dat 'donkere materie' een kracht of een krachtdeeltje is dat niet begrepen wordt. Dat we niet kunnen waarnemen evenals het graviton, het deeltje dat de zwaartekracht overbrengt. Het zou me niks verbazen, dat wanneer in de toekomst het graviton waargenomen zal worden, dat juist dát deeltje 'n supersymmetrisch deeltje blijkt hebben dat zorgt voor extra zwaartekracht!!  Het Higgsdeeltje was ruim 50 jaar niet te vinden en nu blijkt het dát deeltje te zijn wat aan alle andere deeltjes en krachtdeeltjes hun massa geeft. .....Sommige fysici geloven overigens helemáál niet in het bestaan van donkere materie. Volgens deze wetenschappers zou men met de bekende zwaartekrachtwetten van Newton en de relativiteitstheorie van Einsteins' bewegingen en snelheden van sterrenstelsels niet volledig kunnen meten en berekenen. De wetten van de fysica zouden dus aangepast en verbeterd moeten worden, zodat ze de complexe verschijnselen in het heelal beter kunnen verklaren. met of zonder gebruik te maken van donkere materie.......Het is volgens mij in ieder geval een kracht...om me er in te gaan verdiepen!

De eerste die de term donkere materie gebruikte was de Franse natuurkundige Henri Poincaré, die het in 1906 in zijn ‘The Milky Way and the theory of gases‘ noemde, een artikel waarin hij inging op een suggestie die de Engelsman Lord Kelvin in 1904 in z’n lezingen deed, namelijk dat je aan de hand van de verspreiding van snelheden van sterren in de Melkweg kon inschatten hoeveel massa de Melkweg moest hebben en daarmee hoeveel sterren er waren die je niet kon zien. Bron: Astroblogs

In 1933 bestudeerde Fritz Zwicky een Zwitsers fysicus en astronoom de De Coma Cluster van Melkwegstelsels, een cluster van 10.000 sterrenstelsels die om een gemeenschappelijk zwaartepunt bewegen. Door de bewegingen van de stelsels in het cluster te bestuderen kon hij meten hoeveel massa de cluster bevatte. Dezelfde massa mat hij ook aan de hand van de hoeveelheid licht die er van de cluster afkomstig was. Uit het feit dat de massa gemeten aan de hand van de bewegingen veel groter was dan de massa gemeten aan de hand van de hoeveelheid licht, concludeerde Zwicky dat er zich veel meer massa in de cluster bevond dan men tot nu toe gedacht had. Deze 'missende massa' was niet te zien en dus 'donker', vandaar dat hij deze materie. donkere materie noemde. Tot op de dag van vandaag is men er niet achter waaruit deze donkere materie precies bestaat.

Simulatie van de gezamenlijke evolutie van quasars, sterrenstelsels en hun grootschalige verspreiding, klik hier

"Het koude donkere-materiemodel is het leidende theoretische ontwerp geworden om de vorming van structuur in het heelal zichtbaar te maken. Samen met de theorie van kosmische inflatie maakt dit model een duidelijke voorspelling van de oorspronkelijke voorwaarden voor structuurvorming en voorspelt het dat structuren hiërarchisch groeien door zwaartekrachtinstabiliteit".

"Om dit model te testen, moeten de precieze metingen die door sterrenstelselonderzoeken worden geleverd, worden vergeleken met robuuste en even nauwkeurige theoretische berekeningen. Hier presenteren we een nieuw kader voor de kwantitatieve fysieke interpretatie van dergelijke onderzoeken. Dit combineert de grootste simulatie van de groei van de donkere materiestructuur ooit uitgevoerd met nieuwe technieken voor het volgen van de vorming en evolutie van de zichtbare componenten. We laten zien dat baryon-afgeleide kenmerken in de beginomstandigheden van het heelal in een verborgen vorm worden weerspiegeld in de  roodverschuiving van sterrenstelsels, een effect dat kan worden gebruikt in de volgende onderzoeken om de aard van donkere energie te kunnen beperken".

The Millennium Simulation
MP4 bestand – 14,6 MB 94 downloads

Een driedimensionale visualisatie van de millenniumsimulatie. De film toont een reis door het gesimuleerde universum. We vliegen langsaf zo'n 20 miljoen sterrenstelsels en vele rijke fel verlichte clusters van sterrenstelsels. Tijdens de twee minuten van de film leggen we een afstand af waarvoor licht meer dan 2,4 miljard jaar nodig heeft.

Het kosmisch web is de driedimensionale draderige structuur van intergalactisch gas (en donkere materie) die betrekkelijk kort na de oerknal ontstond. Op de knooppunten van de filamenten in het kosmisch web, waar de dichtheid het hoogst is, ontstonden de sterrenstelsels en vormden zich de eerste clusters van sterrenstelsels.

                      ^De eerste sterren                                            ^De eerste sterrenstelsels

De verlichte stippen zijn sterrenstelsels en de fel verlichte vlakken zijn clusters en superclusters van enkele tientallen tot wel 1000 sterrenstelsels. 

Mpc = megaparsec    125 Mpc= 608 miljoen lichtjaar

 h = constante van Hubble

Als de Hubbleconstante 70 km/sec/Mpc bedraagt, wil dat zeggen dat een sterrenstelsel op een afstand van één megaparsec (3,26 miljoen lichtjaar) een vluchtsnelheid heeft van 70 kilometer per seconde. Is de afstand twee megaparsec, dan is de vluchtsnelheid 140 kilometer per seconde en stelsels op een afstand van tien megaparsec bewegen van ons af met een snelheid van 700 kilometer per seconde.

                           Ingezoomed op felverlichte cluster.                       Hierboven zijn de sterrenstelsels individueel zichtbaar.

Formation Of A Cosmic Web
MP4 bestand – 15,2 MB 80 downloads

Draderige slierten van heet waterstofgas die tussen de  sterrenstelsels stromen, bevatten ook donkere materie die gravitationele invloed uitoefent om sterrenstelsels te laten ontstaan en bijeen te houden.. 

Het volgende las en vertaalde ik uit de bron van Astroblogs: Eurekalert.

NIEUWSBERICHT 7-AUG-2019

"Donkere materie is mogelijk ouder dan de oerknal'', suggereert een onderzoek.

Donkere materie, waarvan onderzoekers denken dat ze ongeveer 80% van de massa van het universum uitmaken, is één van de meest ongrijpbare mysteries in de moderne fysica. Wat het precies is en hoe het is ontstaan, is een mysterie, maar een nieuwe studie van de Johns Hopkins University suggereert nu dat donkere materie mogelijk vóór de ‘oerknal’ bestond.

De studie, gepubliceerd op 7 augustus in Physical Review Letters, presenteert een nieuw idee van hoe donkere materie is ontstaan en hoe deze kan worden geïdentificeerd met astronomische waarnemingen.

"De studie bracht een nieuw verband aan het licht tussen deeltjesfysica en astronomie. Als donkere materie bestaat uit nieuwe deeltjes die vóór de ‘oerknal’ zijn ontstaan, beïnvloeden ze op een unieke wijze de manier waarop sterrenstelsels worden verspreid. Deze verbinding kan worden gebruikt om hun identiteit te onthullen en ook conclusies te verbinden aan de tijd vóór de ‘oerknal’, zegt Tommi Tenkanen, postdoctoraal onderzoeker natuurkunde en sterrenkunde aan de Johns Hopkins University en auteur van de studie.

Hoewel er niet veel bekend is over de oorsprong ervan, hebben astronomen aangetoond dat donkere materie een cruciale rol speelt bij de vorming van sterrenstelsels en clusters van sterrenstelsels. Hoewel niet direct waarneembaar weten wetenschappers dat donkere materie bestaat door zijn gravitatie-effecten op hoe zichtbare materie beweegt en wordt verspreid in de ruimte.

Onderzoekers waren lange tijd van mening dat donkere materie een overgebleven stof van de oerknal zou moeten zijn. Zij hebben lang naar dit soort donkere materie gezocht, maar tot nu toe zijn alle experimentele zoek-opties mislukt.

'Als donkere materie echt een overblijfsel was van de 'oerknal', dan hadden onderzoekers in veel gevallen al een direct signaal van donkere materie moeten zien in verschillende deeltjesfysica-experimenten', zegt Tenkanen.

Met behulp van een nieuw, eenvoudig wiskundig raamwerk laat de studie zien dat donkere materie mogelijk vóór de oerknal is geproduceerd in een tijdperk dat bekend staat als de kosmische inflatie toen de ruimte extreem snel expandeerde. Aangenomen wordt dat de snelle expansie leidt tot een overvloedige productie van bepaalde soorten deeltjes die scalaire deeltjes worden genoemd. Tot dusver is er slechts één scalair deeltje ontdekt, het lang gezochte Higgs-deeltje.

"We weten niet wat donkere materie precies is, maar als het iets te maken heeft met scalaire deeltjes, kan het ouder zijn dan de 'oerknal'. Met het voorgestelde wiskundige scenario hoeven we niet uit te gaan van nieuwe soorten interacties tussen zichtbare en donkere materie voorbij zwaartekracht, waarvan we al weten dat die er is ', legt Tenkanen uit. Hoewel het idee dat donkere materie bestond vóór de 'oerknal' niet nieuw is, hebben andere theoretici geen berekeningen kunnen maken die het idee ondersteunen.

“De nieuwe studie toont aan dat onderzoekers altijd het eenvoudigst mogelijke wiskundige scenario voor de oorsprong van donkere materie over het hoofd hebben gezien”, zegt hij. Deze nieuwe studie suggereert ook een manier om de oorsprong van donkere materie te testen door de ‘vingerafdruk’ te observeren die donkere materie achterlaat op de verspreiding van materie in het universum. "Hoewel dit type donkere materie te ongrijpbaar is om te worden gevonden in deeltjesexperimenten, kan het zijn aanwezigheid onthullen in astronomische waarnemingen.

"We zullen binnenkort meer leren over de oorsprong van donkere materie wanneer de Euclid-satelliet in 2022 wordt gelanceerd. Het zal heel spannend worden om te zien wat het zal onthullen over de ware aard van donkere materie en of de bevindingen ervan kunnen worden gebruikt om een ​​kijkje te nemen in de tijd vóór de 'oerknal'. "

De quantummechanica voorspelt dat minuscuul kleine quantumfluctuaties gedurende de periode van inflatie, worden opgeblazen tot macroscopische schalen. Dit leidt precies tot de kleine temperatuurfluctuaties in de kosmische achtergrondstraling die, zoals je 'n stukje terug kunt lezen, 'zaden waren tot het vormen van sterren en sterrenstelsels'.

Fluctuaties en onrust

Het bovenste niveau is de Planckschaal: de heftig fluctuerende schaal van de quantummechanica. Net als bij alle andere quantumonzekerheden geldt, dat de fluctuaties op normale vertrouwde afstandsschalen te klein zijn om te worden opgemerkt en dat de omgeving om ons heen er glad, rustig en voorspelbaar uitziet. Maar hoe kleiner de schaal waarop we kunnen waarnemen, des te groter de onzekerheid en des te woeliger de quantumfluctuaties worden.

‘Oerknal’ is slechts een benaming, ’n term die gegeven is aan het moment van symmetriebreking van 'n heersend evenwicht tussen een extreem hoge negatieve druk (die bijdroeg aan de afstotende zwaartekracht) en een extreem hoge positieve druk (die bijdroeg aan de aantrekkende zwaartekracht).

Er bestond dus al Symmetriebreking tijdens, of misschien zelfs wel vóór het ontstaan van het universum!!

 

De Planck-tijd: 10-43 seconden. Na deze tijd kan de zwaartekracht worden beschouwd als een achtergrond waarin deeltjes en velden evolueren volgens de quantummechanica. Het gebied in deze quantumtijd heeft een diameter van ongeveer 10-33 cm is homogeen en isotroop d.w.z. in alle richtingen dezelfde eigenschappen hebbend. De temperatuur in de Planktijd is meer dan 1032 K.

Er is een gigantische dichtheid en de opgebouwde energie van zowel de negatieve als de positieve druk, was zó enorm dat er maar één ding kon gebeuren: ’n plotselinge onvoorstelbare overweldigende expansie van energie in de vorm van straling, die een immense temperatuur had van 50 miljard graden.

Om de woorden van Alan Guth te citeren: "Een Higgs-veld (energieveld) dat boven zijn nul-energiewaarde tot rust is gekomen, kan een buitenwaarts gerichte stoot uitdelen waardoor de ruimte opzwelt."

DÁT WAS DE "KNAL" VAN DE OERKNAL!!!......dus geen hoorbare explosie want er was niks wat de trilling ervan zou kunnen weerkaatsen. De nagloei is er echter nog steeds, maar is inmiddels immens afgekoeld tot bijna het absolute nulpunt.......'n kosmische achtergrondruis.

Tijdens de kosmische inflatie is het universum in 'n extreem korte tijd gigantisch geëxpandeerd: als in een 'kosmische groeispurt' werden gigantische velden gecreëerd en werd de gehele ruimte ermee doordrongen. De velden waar ik op doel is het Higgsveld,  elektrische- en magnetische velden, en mogelijk zelfs ook het bewustzijnsveld....(hierover later meer).

Met een volume-uitbreiding gelijk aan de uitbreiding van een object ter grootte van één nanometer ('n miljoenste mm) tot wel 10 lichtjaar (10 x 10.000 miljard km) in een extreem kort tijdsbestek van 10-32 seconde. 

Dit ultra korte moment werd gevolgd door een meer geleidelijke uitbreiding van ruimte en tijd dat hierna werd voortgezet, tot ongeveer 10 miljard jaar na de inflatie. Zo'n 4 miljard jaar geleden begon het universum geleidelijk weer sneller uit te breiden, en doet dat momenteel nog steeds. Die exponentiële groei stuwde alle denkbare vormen van energie en ook de toen nog samengebundelde fundamentele natuurkrachten de ruimte in.

Het felle lichtpunt  overigens, is mijns inziens niet de algemeen aanvaarde 'oerknal'. Ik deel de mening niet, "dat het heelal is ontstaan met een soort van 'oer-knal". Het lichtpunt markeert voor mij een aanvang of misschien wel een overgang (vanuit een ander universum) wat het gebied is van het filosofisch benaderen van dit onverklaarbare moment....