28-01-06

Januari 2005: De schaal van Richter door Jan Hermans.

De schaal van Richter.

 

De schaal van Richter is een manier waarmee de kracht van een aardbeving wordt waargenomen. De schaal is opgesteld door de Amerikaanse seismoloog Charles Francis Richter in 1935. Het is een logaritmische schaal van de sterkte van de trillingen, zoals die gemeten worden op het seismogram.

De sterkte wordt berekend aan de hand van de maximale uitslag (amplitude) van de registratie van de horizontale component van de aardbeving. De sterkte wordt de magnitude genoemd, analoog aan het begrip uit de sterrenkunde om de helderheid van een ster aan te geven. Richter definieerde een aardbeving met magnitude 3 als een aardbeving die op een Wood-Anderson seismograaf een uitwijking van 1 mm opwekt op een epicentrale afstand van 100 km. De schaal is logaritmisch, wat betekent dat bij toename van 1 magnitude-eenheid de uitwijking op het seismogram tien keer zo groot is. Zo is een aardbeving die op 100 km afstand een uitwijking van 10 mm veroorzaakt een beving met magnitude 4. Op deze manier kon Richter verschillende aardbevingen met elkaar vergelijken. Er worden correcties toegepast om de invloed van de afstand tussen epicentrum en seismisch station in rekening te brengen. Met het toenemen van de afgelegde afstand verliezen de seismische golven door geometrische spreiding en absorptie een deel van hun trillingsamplitude.

Een aardbeving van magnitude 2 op normale diepte kan onder optimale omstandigheden nog net worden gevoeld. De zeer ondiepe bevingen in Noord-Nederland (tot maximaal 3 kilometer diep) kunnen al bij een magnitude van 1,2 worden gevoeld. In Zuid-Nederland komen bevingen voor op een diepte van 30 kilometer die pas worden gevoeld bij een magnitude groter dan 3.

Het cijfer op de schaal van Richter geeft een indicatie van de sterkte van de schok, de bijbehorende omschrijving geeft een indicatie van de gevolgen van de schok.

1  

Alleen meetbaar door instrumenten

2

Nauwelijks meetbaar, zelfs in de nabijheid van het epicentrum

3

Wordt gevoeld binnenshuis

4

Waarneembaar door de meeste mensen, weinig schade

5

Gevoeld door de meeste mensen, kleine tot gemiddelde schade

6

Gemiddelde schade

7

Grote schade

8

Totale vernietiging

In de loop van de jaren zijn er verschillende andere magnitudeschalen ontworpen die allemaal een aanpassing of uitbreiding zijn van de magnitudeschaal van Richter. Voor aardbevingen die zwaarder zijn dan 6,5 en aardbevingen die verder weg zijn dan 500 km is de schaal van Richter niet erg betrouwbaar meer. Boven magnitude 6,5 wordt de magnitude door de schaal van Richter vaak te laag berekend. Dit wordt verzadiging genoemd. Omdat de schaal van Richter als referentie een aardbeving op 100 km afstand gebruikt, wordt hij onnauwkeurig als de beving veel verder weg is.

Proefondervindelijk heeft men berekend dat iedere toename met één magnitude-eenheid overeenkomt met een 30-voudige verhoging van de vrijgekomen energie in de vorm van seismische trillingen optreedt. De hoeveelheid energie die vrijkomt bij een beving van magnitude 7 is dus 900 maal (30 x 30) zo groot als die welke vrijkomt bij een beving van magnitude 5. De energie die bijvoorbeeld vrijkomt wanneer een massa van 1 ton vanaf 100 meter hoogte op de grond valt is te vergelijken met de sterkte van een beving met magnitude 1

De intensiteitsschaal van Mercalli is een schaal om de sterkte van aardbevingen uitdrukken.

De gevolgen van een aardbeving worden weergegeven met de schaal van Mercalli. De schaal geeft de intensiteit van de optredende trillingen weer. Deze trillingen zijn de directe oorzaak van schade. De intensiteitsschaal van Mercalli is in 1902 ontworpen door de Italiaan Giuseppe Mercalli (1850-1914). De intensiteit is een aanduiding voor wat er op een bepaalde plaats wordt waargenomen van een aardbeving, dus wat de effecten zijn op bijvoorbeeld mensen, voorwerpen, gebouwen en het landschap. De intensiteit is afhankelijk van de afstand tot het epicentrum en van het soort ondergrond. Hoe groter de epicentrale afstand is, hoe minder de grond zal bewegen en hoe kleiner de schade, dus hoe kleiner de intensiteit. Maar de intensiteit kan toenemen wanneer de lokale ondergrond de seismische trillingen versterkt, zoals dat het geval was bij de zware aardbeving in Mexico in 1985.

De Mercalli-schaal is verdeeld in 12 delen, aangegeven met Romeinse cijfers. De schaalverdeling loopt van I (niet gevoeld, slechts door instrumenten geregistreerd) tot XII (buitengewoon catastrofaal). De intensiteit is in het algemeen in de directe omgeving van het epicentrum groter dan op plaatsen verder daar vandaan. Als de intensiteit dichtbij het epicentrum van een aardbeving bijvoorbeeld VIII bedraagt, zal deze in relatie tot de afstand afnemen tot IV, III en tenslotte I.

I

Niet gevoeld, slechts door seismometers geregistreerd

II

Nauwelijks gevoeld, alleen onder gunstige omstandigheden gevoeld.

III

Zwak, door enkele personen gevoeld. Trilling als van voorbijgaand verkeer.

IV

Vrij sterk, door velen gevoeld. Trilligen als van zwaar verkeer. Rammelen van ramen en deuren

V

Sterk, algemeen gevoeld. Opgehangen voorwerpen slingeren. Slapende mensen worden wakker.

VI

Lichte schade. Schrikreacties. Voorwerpen in huis vallen om. Lichte schade aan minder solide huizen.

VII

Schade Paniek. Schade aan veel gebouwen. Schoorstenen breken af. Golven in vijvers. Kerkklokken geven geluid.

VIII

Zware schade. Algehele paniek. Algemene schade aan gebouwen. Zwakke bouwwerken gedeeltelijk vernield.

IX

Verwoestend. Veel gebouwen zwaar beschadigd. Schade aan funderingen. Ondergrondse pijpleidingen breken.

X

Buitengewoon verwoestend. Verwoesting van vele gebouwen. Schade aan dammen en dijken. Grondverplaatsing en scheuren in de aarde.

XI

Catastrofaal. Algemene verwoesting van gebouwen. Rails worden verbogen. Ondergrondse leidingen vernield.

XII

Buitengewoon Catastrofaal. Algemene verwoesting. Verandering in het landschap. Scheuren in rotsen. Talloze vernielingen

Deze schaal is in 1964 voor Europa aangepast en wordt aangeduid als de MSK-intensiteitsschaal, genoemd naar de ontwerpers Medvedev, Sponheuer en Karnik. Inmiddels hanteert men in Europa sinds 1992 een Europese Macroseismische Schaal (EMS92). Voor aardbevingen in Nederland is de maximaal te verwachten intensiteit VII à VIII. Dit geldt met name voor het zuidoosten van het land. De beving bij Roermond op 13 april 1992 bereikte een waarde van ruim VII.

Het verschil tussen de intensiteitsschaal van Mercalli en de magnitude schaal van Richter

Tussen de intensiteit en de magnitude van een aardbeving bestaat een duidelijk verschil. De intensiteit van een beving is afhankelijk van de plaats van waarneming. Daarentegen is de magnitude volgens de schaal van Richter onafhankelijk van de plaats op aarde waar deze wordt berekend en dus karakteristiek voor de kracht van de aardbeving zelf. Zo heeft een krachtige aardbeving op grote diepte een relatief geringe intensiteit aan het aardoppervlak, echter wel verspreid over een groot gebied. Anderzijds kan een zwakke aardbeving een hoge intensiteit bereiken wanneer deze op geringe diepte plaatsvindt.

Met dank aan Berke en Jan voor het presenteren van deze materie en de aanwezige groep voor de interactie.                                                                                                                                     LBe

17:10 Gepost door LBe | Permalink | Commentaren (1) |  Facebook |

Januari 2006: Tektonische gedragingen van de aarde

De tektonische gedragingen van de aarde.

 

 De aardkorst (lithosfeer) bestaat uit een aantal bewegende platen, die voortdurende botsen en weer uit elkaar drijven. Totaal zijn er 21 platen, negen grote en een twaalftal kleinere. De zes continenten liggen op 6 grote platen, we noemen deze platen continentale platen. De overige platen zijn oceaanplaten en vormen het grootste deel van de oceaanbodem. De studie van de platentektoniek helpt de continentendrift,de groei van de zeebodem, vulkaanuitbarstingen en de vorming van bergen te verklaren. De kracht achter de beweging van de tektonische platen is waarschijnlijk de langzame, kolkende beweging van de mantel, waarin het gesteente omhoog wordt gestuwd door de hoge temperaturen en dan weer zakt door afkoeling. Deze cyclus duurt miljoenen jaren.

 

Het verschuiven van de platen is een nimmer aflatend proces. Het is al miljoenen jaren bezig en zal steeds bezig blijven. Energie van deze “convectie-motor” is het radioactieve verval en de chemische reacties, diep onder onze voeten. Als je goed naar de wereldkaart kijkt kan je zien dat de continenten perfect in elkaar passen. Door continentendrift worden de onderlinge afstanden jaarlijks groter.

 

Daar waar platen uit elkaar drijven (divergerende platen), komt er magma omhoog en stolt als lava. Hierdoor groeit er nieuw materiaal aan de betreffende platen. Op deze manier worden oceaanplaten gevormd. De plaats waar dit gebeurd noemt men oceaanruggen. Oceaanruggen zijn zelden hoger dan 1500 m, maar kunnen zich meerdere duizenden kilometers ver wegslingeren oven de oceaanbodem. Deze gebieden zijn heel vulkanisch en aardbevingsgevoelig.

 

Op veel plaatsen komen de enorme platen van het aardoppervlak langzaam naar elkaar toe (convergerende platen) met een enorme en onvoorstelbare kracht. Soms wordt de rand van de botsende plaat geleidelijk aan vernietigd door de kracht van de botsing. Maar soms rimpelt de rand van de plaat, waardoor bergen ontstaan. Als bij een botsing tussen twee platen, de ene onder de andere gedwongen wordt, noemen we dit subductie. Wanneer een zware oceaanplaat botst met een lichtere continentale plaat leidt dit meestal naar een eilandenboog. We bekeken de landkaarten en vonden enkele heel prominente eilandbogen op de randen van botsende platen.

 

Als continentale platen botsen, splitst één van de platen in twee lagen. Een onderlaag van dicht mantelgesteente en een bovenlaag van licht korstgesteente. Het splitsen van deze lagen resulteert in zeg maar “opfrommelen” van de bovenste laag in gebergtes. Een voorbeeld hiervan zijn de Alpen. Het is een opgeplooid gebergte.

 

De korst ligt boven op de mantel en is relatief dun en drijft op de zachtere, dichtere mantel. De oceanische korst is ca 10 km dik en de continentale korst is gemiddeld 30 km dik. Als je de wereldbol bekijk zie je dat 71 % bedekt is met water, de overige 29% is land, onderverdeeld in de 6 continenten. De aardkorst is het dikst onder deze continenten. Op plaatsen tot 70 km dikte. Met 3.8 miljard jaren ouderdom is dit materiaal ouder dan de oceaanplaten.

 

De korst op zich heeft geen invloed op de aarde, behalve dat ze voortdurend in beweging is onder invloed van de convectiestroming, diep in de aarde opgewekt door de warmte. Door deze verschuivingen van de platen ontstaan aardbevingen en kunnen op zwakke plekken van de aardkorst vulkanen optreden. Het nimmer aflatende proces van schuiven en botsen hebben een geologische diversiteit als gevolg. Een diversiteit die ook het leven op aarde bepaald. We leven in rustige gebieden, dan wel in gevaarlijke gebieden. We dienen ons te schikken naar de geologische omstandigheden. Een huis in de polders bouwen is iets heel anders dan een huisje opzetten in de bergen. Daar waar platen botsen of naast elkaar opschuiven is een verhoogd risico op vulkanen. Het hete opgestuwde materiaal (convectie) vreet een weg doorheen de plaatselijk zwakkere korst en vormt vulkanen. We kennen de destructieve kracht van vulkanen.  Het hete migma van de mantel stuwt omhoog, komt als magma uit een kratermond en stolt als lava.  We kennen drie soorten vulkanen, de actieve vulkanen die jarenlang redelijk rustig blijven om dan ineens uit te barsten. Het tweede type zijn de slapende vulkanen. Deze zijn eeuwenlang stil en komen dan plotseling tot een zware uitbarsting. Het derde type is de uitgedoofde vulkaan. Deze vulkanen liggen zo lang stil dat de onderkant van de aardkorst zodanig is aangegroeid dat het migma er niet meer doorheen kan.

 

In de buurt van tektonische platen komen we verschillende soorten vulkanen tegen. Er zijn spleetvulkanen, schildvulkanen, koepelvulkanen, slakkenkegels, samengestelde vulkaan en calderavulkanen. Een ander voorbeeld zijn de hot spots, een zeer hete brandhaard die door de aardkorst branden terwijl de continentendrift de betreffende plaat continue in beweging blijft houden. Het gevolg is dat je een boog van vulkanen krijgt. Voorbeelden hiervan kan je zien in Hawaii en Japan.

 

Andere vormen van vulkanisme kan je zien bij geisers. De geothermische warmte brengt waterhoudende grondlagen aan de kook en met tussentijden zijn er ontladingen. Water kan opspuiten tot 50 meter hoogte.

 

De mantel is de laag die om de kern van de aarde ligt. Met een dikte van 2900 km en een temperatuur van  3000º C. De binnenmantel ligt tussen de 300 km en 2890 km diepte. Hoewel de gemiddelde temperatuur daar rond de 3000°C ligt is het gesteente toch vast, dat komt door de hoge druk. De binnenmantel bestaat waarschijnlijk voor het grootste gedeelte uit sulfides en oxydes van silicium en magnesium. De dichtheid ligt tussen de 4,3g/cm³ en 5,4g/cm³.

De buitenmantel is een stuk dunner dan de binnenmantel. Hij ligt namelijk tussen 10 km en 300 km diepte. De buitenmantel kun je  weer onderscheiden in twee verschillende lagen. De onderste laag is taai vloeibaar gesteente, en bestaat waarschijnlijk uit silicaten van ijzer en magnesium. De temperatuur ligt in dit gedeelte tussen de 1400°C en 3000°C, en de dichtheid ligt tussen de 3,4g/cm³ en 4,3g/cm³. De bovenste laag van de buitenmantel bestaat uit hetzelfde materiaal maar is door de lagere temperatuur stijf. Omdat de Aarde van binnen enorm heet is, ontstaat er een warmte stroming vanuit de kern naar de korst. Dit noemt men convectie stroming en deze vindt ook in de mantel plaats. Deze stroming koelt af naarmate zij dichter aan het aardoppervlak komt. Daardoor neemt de stijging van de stroming af en beweegt zich in horizontale richting langs de onderkant van de korst. Als zij nog verder afgekoeld is, daalt de convectie stroom weer en gaat  terug naar het binnenste van de aarde. Daar stijgt de temperatuur weer en stijgt de stroming opnieuw. Zo stroomt de materie de hele tijd rond.

Een aardbeving is in feite niet meer dan het schudden van de grond, ontstaan door plotselinge bewegingen in de aardkorst. De grootste aardbevingen worden veroorzaakt door beweging van de tektonische platen. Sommige platen schuiven zachtjes langs elkaar, maar andere kunnen een grote druk op de gesteenten veroorzaken, zodat deze uiteindelijk breken en langs elkaar schuiven. Hierdoor ontstaan trillingen of schokgolven die door de aarde gaan. Het zijn deze trillingen, ook wel seismische golven genoemd, die een aardbeving veroorzaken. Hoe dichter een plaats op de aardbodem bij de oorsprong (de haard of het hypocentrum) van de beving ligt, hoe meer schade er ontstaat.
Aardbevingen worden ingedeeld volgens de diepte van de haard: 
Hoe dichter de haard aan het aardoppervlak ligt, hoe zwaarder de beving is. De beving is altijd het zwaarst recht boven de haard. 

Over het algemeen worden grote bevingen vooraf gegaan door kleinere trillingen (voorschokken). Na de hoofdschok zijn er nog naschokken die soms maandenlang kunnen aanhouden. De naschokken ontstaan ook als de gesteenten zich terug gaan zetten. We bespraken welke golven van toepassing zijn en met dit item nam Jan het woord over met een uiteenzetting over: de schaal van Richter.

17:07 Gepost door LBe | Permalink | Commentaren (1) |  Facebook |

December 2005: Gammaflitsen door Jan Hermans.

Gammaflitsen door Jan Hermans.                    

Een gammaflits is een heftige uitbarsting van hoog energierijke gammastraling en duurt van enkele milliseconden tot enkele minuten. Tijdens de flits is de energie uitstoot honderden malen meer dan de straling die afkomstig is van een supernova uitbarsting.

Wat is gammastraling?  Om dit te begrijpen moeten we eerst het verschil tussen de verschillend stralen van het elektromagnetische spectrum bekijken.

 

Zichtbaar licht beslaat maar een piepklein deel van het spectrum; ruwweg het golflengtegebied tussen 350 (violet) en 600 nanometer (rood). Hoe korter de golflengte, hoe meer energie er in elk foton (lichtdeeltje) van de straling zit opgeslagen. Gammastraling is de energiekste straling die er bestaat, radiostraling de zwakste. Eén gammafoton draagt miljoenen malen de energie van een foton zichtbaar licht.

 

Alfa-, bèta- en gammastraling

 

Al in 1899 onderscheidde Ernest Rutherford bij de uraniumstraling "minstens twee" soorten straling: één die makkelijk wordt geabsorbeerd, voor het gemak de 'alfastraling' genoemd, en één met een meer doordringend karakter, de 'bètastraling'. In 1908 kon hij melden (samen met Hans Geiger): "het alfadeeltje is na het verliezen van zijn lading een heliumatoom". De gammastralen zijn in 1903 voor het eerst vastgesteld door Antoine Henri Becquerel. De golflengte van gammastralen ligt beneden de 0,002 nm. (1 nanometer =1 miljoenste mm)
We kennen dus nu drie soorten straling bij radioactiviteit; ze kunnen onderscheiden worden door een magnetisch veld: Alfa-, beta- en gammastraling.
Al deze drie soorten kernstraling zijn gevaarlijk, want ze zijn ioniserend: ze beschadigen dus chemische bindingen en levend weefsel. De alfastraling van het gasvormige radon is gevaarlijk in de longen. De gammastraling is het moeilijkst af te schermen, en vormt het grootste probleem bij het werken met radioactieve stoffen. Ze heeft een heel grote doordringende kracht.  Gammastraling komt vrij bij materiaal dat radioactief is (uranium). Het is ook vaak te vinden in de buurt van kerncentrales of op plaatsen waar een kernexplosie heeft plaatsgevonden                                    

Eind jaren zestig werden enkele militaire kunstmanen gelanceerd met als doel:  het zoeken naar gammastralen voortkomend uit kernexplosies op aarde om op die manier een overzicht te krijgen van het kernarsenaal van de russen. Bij dit onderzoek werd door die satellieten ontdekt dat er ook vanuit het heelal gammastraling op ons afkomt, maar dan vele malen heviger. Waarom is dit niet eerder opgemerkt? Gammastraling vanuit de ruimte kan alleen door satellieten worden waargenomen, omdat deze straling door de atmosfeer wordt geabsorbeerd.

In de jaren zeventig werd geprobeerd met optische middelen de plekken te bestuderen waar de gammaflitsen vandaan leken te komen, maar er werd niets bijzonders waargenomen. Pas in de jaren negentig lukte het om met het Compton Gamma Ray Observatorium beter onderzoek te doen. Een van de instrumenten aan boord van de satelliet was het "Burst & Transient Source Experiment (BATSE)". Daarmee kon heel precies de locatie van de gamma-uitbarstingen worden bepaald. Per dag werden door BATSE twee tot drie gammaflitsen gedetecteerd. Na 9 jaar observatietijd zijn de talloos verzamelde gegevens bestudeerd en waren we in staat om ze in 2 categorieën in te delen: een klasse van kortdurende (minder dan 2 seconden) en een klasse langdurige die enkele minuten kunnen duren. Het belangrijkste resultaat was wel dat gammaflitsers isotroop of uniform over het heelal verdeeld zijn, tot over zeer grote afstanden (miljarden lichtjaren). Dergelijke uitbarstingen moesten daarom afkomstig zijn van hoog energierijke bronnen en waren zeker niet afkomstig van de aarde of de zon. Verder was er nog alle ruimte voor speculaties. Toch bleef er nog een groep wetenschappers die vol hield dat ze zich in een bol om ons Melkwegstelsel bevonden.

Gammaflitsen waren tot nu toe alleen in gamma- en Röntgenstraling waargenomen; met een optisch spectrum zou men de afstand kunnen bepalen. Echter, vrijwel alle waarnemingen van een gammaflits waren qua positie te onnauwkeurig om met een optische telescoop te gaan kijken. Pas in 1997 veranderde dat, toen een nieuwe satelliet was gelanceerd, met aan boord speciale camera's die de positie van een gammaflits wel nauwkeurig kon vaststellen. Sinds de lancering van BeppoSAX zijn zo'n 20 optische tegenhangers van gammaflitsen gevonden, waarbij is gebleken dat ze inderdaad op miljarden lichtjaren staan. Verder is gebleken dat de straling waarschijnlijk in bundels wordt uitgezonden, en dat gammaflitsen mogelijk worden veroorzaakt door de “hyperexplosies” Dit zijn explosies van een heel zware ster of door samensmelting van twee sterren met hele grote dichtheden (twee neutronensterren of een zwart gat en een neutronster).

 

In de recente jaren '90, ontdekten de wetenschappers dat de lange-duur GRB’s voorkomen wanneer een enorme massieve ster instort en een zeer zwaar zwart gat ontstaat, maar zij wisten nog steeds niet wie de korte GRB’s produceerde. Lange GRBs hebben in verhouding lange nagloeitijd die tot vele maanden kan duren, en laten zich vrij goed bestuderen. Korte GRB’s echter gloeien niet na en omdat de uitbarsting gewoonlijk slechts enkele tientallen milliseconden duurt en telescopen en satellieten zich niet snel genoeg in die richting kunnen bewegen, hadden vaak alle opsporingsinspanningen kunnen ontwijken. Zo bleven tot voor 2003 de korte flitsen een mysterie in de astronomie. Pas nadien is meer bekend geworden over de gammaflitsen die al sinds de jaren zestig met satellieten werden waargenomen.

De korte flitsen zijn het resultaat van twee neutronensterren die samensmelten of zwart gat dat een neutronenster op eet, zegt de astrophysicus.

 

Zoals eerder gemeld worden lange flitsen veroorzaakt door hypernova-explosies. Een hypernova is de zwaarste explosie in het heelal op de oerknal na en wordt veroorzaakt door het ineenstorten van een zeer zware ster tot een zeer zwaar zwart gat. De massa van de kern van de ineenstortende ster is meer dan 25 keer die van de zon. Dit soort sterren worden in de astronomie Wolf-Rayet sterren genoemd en de kracht van de explosie is meer dan 100 keer zo groot als die van een supernova.

Wolf-Rayet-sterren zijn vernoemd naar de Franse astronomen Charles Wolf en Georges Rayet, die deze sterren in 1867 ontdekten. Het zijn zware sterren met een massa van meer dan 20-25 zonmassa's, die hun massa snel verliezen door hun zeer krachtige zonnewind. Die zonnewind kan een snelheid van wel 2000 km/sec bedragen. Dit soort sterren verliest jaarlijks een hoeveelheid massa die gelijk staat aan 10-5 (1/100000) zonnemassa's. Ter vergelijking: onze zon verliest jaarlijks een 10-14 (1/10 biljoenste)deel van haar massa. WR-sterren zijn hete sterren. Hun temperatuur ligt tussen 25.000° tot 50.000°. Deze heldere zware sterren zijn vrij zeldzaam, er zijn er tot heden nog slechts enkele honderden van waargenomen. Erg bijzonder aan Wolf-Rayetsterren is hun spectrum. De buitenste lagen van de meeste sterren bestaan uit waterstof en helium, met niet veel meer dan wat sporen van andere elementen. In Wolf-Rayetsterren daarentegen ontbreekt het waterstof vrijwel helemaal en zijn er grote hoeveelheden stikstof en/of koolstof en zuurstof. Tot heden gaat men er van uit dat dit komt doordat Wolf-Rayetsterren in een eerder stadium (wellicht als luminous blue variable) hun buitenste lagen al volledig verloren hebben. Wat wij aan de buitenkant zien, was dus ooit de kern van de ster. Wolf-Rayetsterren zijn aan het einde van hun toch al korte leven, en zullen exploderen in een supernova of hypernova. De zwaarst bekende en tevens helderste Wolf-Rayetster is Suhail al Muhlif, beter bekend als gamma Velorum.

Luminous Blue Variables (Lichtsterke Blauwe Variabelen, afgekort LBV), ook wel S Doradus sterren genoemd, zijn een type van zeer zware, grote sterren (hyperreuzen).Als een ster zijn waterstof door fusie in de kern heeft omgezet tot Helium, zal de kern ineenkrimpen en daarbij heter worden, totdat het heet genoeg is om Helium in Koolstof om te zetten. Tegelijkertijd zetten de buitenlagen van de ster juist uit en worden koeler. Sterren zoals onze zon worden daarbij rode reuzen; zwaardere sterren worden superreuzen. Bij de allerzwaarste sterren (zwaarder dan ca. 40 zonsmassa's) treedt hierbij echter een probleem op: de enorme lichtsterkte van deze sterren zorgt voor een druk naar buiten. Als dergelijke sterren opzwellen, wordt de aantrekking op de buitenste lagen minder. Op zeker moment zijn deze twee krachten met elkaar in evenwicht en worden de buitenste lagen feitelijk geheel niet meer worden vastgehouden. Dit is de Eddingtonlimiet. De ster vertoont kleine helderheidsvariaties op zowel de tijdschaal van enkele dagen, en grotere op een tijdschaal van jaren. Daarnaast zijn er nog perioden van ettelijke jaren waarin deze sterren extra opvlammen en grote hoeveelheden massa uitstoten. De bekendste van dergelijke uitbarsting is die van η Carinae tussen 1837 en 1860. In deze periode was η Carinae ondanks een afstand van meer dan 8000 lichtjaar na Sirius (8lj) de helderste ster aan de hemel. Ook tussen de uitbarstingen door komen er sterke helderheidsvariaties voor op de lange termijn. Men vermoedt echter dat de totale lichtkracht van de ster niet veel varieert in deze periodes. De ster zit echter ingepakt in een 'wolk' van haar eigen uitgestoten gassen. Deze gassen absorberen het sterrenlicht en zenden het ook weer uit, maar vaak op een andere golflengte. Hierdoor kan het voorkomen dat er een kleiner of juist een groter deel van de straling in het zichtbaar licht valt, waardoor de ster zwakker of juist helderder lijkt dan hij in werkelijkheid is.

LBV's behoren tot de meest lichtsterke sterren die bestaan. Een LBV zendt meer dan 100.000 keer zoveel licht uit per tijdseenheid dan de zon. Ze bestaan niet lang, naar schatting maar zo'n 10.000 jaar, en gecombineerd met de a priori zeldzaamheid van superzware sterren maakt ze dat een grote zeldzaamheid.

 

Nieuwe waarnemingen.

De gloednieuwe NASA-satelliet 'Swift', uitgerust met apparatuur om gammaflitsen te meten, werd op 27 december 2004 volledig verblind. Een enorme gammaflits schoot van achteren dwars door de hele satelliet en afscherming naar de gammadetectoren, die gedurende een deel van een seconde totaal verblind werden. Als deze flits in zichtbaar licht was geweest dan zou hij korte tijd helderder zijn geweest dan de volle maan. Het is de helderste gammaflits ooit waargenomen.

Het gammaflitsteam van de Universiteit van Amsterdam onder leiding van professor Ralph Wijers werd onmiddellijk gewaarschuwd. In overleg met medewerkers van de Stichting Astronomisch Onderzoek Nederland (ASTRON) schakelden zij de Nederlandse radiotelescoop in Westerbork in om de naweeën van deze enorme gebeurtenis te bestuderen. Ook vele andere radiotelescopen in de wereld werden ingezet

"Het is een van de meest spectaculaire uitbarstingen die we tot nu toe hebben gezien en dus een extreme test voor ons begrip van deze zeldzame soort sterren," zegt professor Wijers. "Zoveel energie in een keer is zo ongewoon dat zo'n gebeurtenis zich hooguit eens in de 1000 jaar zou kunnen voordoen. Aangezien we pas 30 jaar met gamma-satellieten naar de hemel kijken is het wel heel bijzonder dat wij dit meemaken."

De gammaflits van 27 december was enorm sterk: hij maakte 1039 Joule vrij, 100 keer meer dan de twee eerder waargenomen superuitbarstingen. Waar hebben we het dan over? Onze zon, toch niet veel anders dan een permanente kernexplosie, doet er 150.000 jaar over om zoveel energie uit te stralen. Toch komt dat nog steeds niet in de buurt van de gammaflitsen die een ontploffende reuzenster (hypernova) produceert. Daarbij wordt dan ook een massa ter grootte van de zon compleet in 1 keer in energie omgezet. Hoe weet een bescheiden neutronenster ook maar een miljoenste van die energie te produceren?

Wat bleek toen de radiotelescopen op de heldere plek keken?  De gammaflits kwam uit onze eigen melkweg en was niet veroorzaakt door een ontploffende reuzenster – een zogenaamde – hypernova – maar door de neutronenster SGR 1806-20. "Het is een van de meest spectaculaire uitbarstingen die we tot nu toe hebben gezien en dus een extreme test voor ons begrip van dit zeldzame soort sterren," zegt professor Wijers. Dankzij deze waarnemingen hebben de astronomen het verhaal van een unieke explosie van een heel bijzonder object kunnen achterhalen. De schuldige stond al bekend bij sterrenkundigen onder de naam SGR 1806-20. (SGR staat voor 'Soft Gamma Repeater' (SGR) ofwel zachte gammaflikkeraar). SGR 1806-20 staat op 50.000 lichtjaar afstand in de buurt van het centrum van ons Melkwegstelsel. Van deze 'Soft Gamma Repeater' (SGR) zijn er vijf bekend. Ze worden gekenmerkt doordat ze perioden hebben waarin ze flitsen gammastraling afgeven. Die perioden worden afgewisseld met vele jaren waarin ze geen teken van activiteit vertonen. Een heel enkele keer geven ze een superflits af, die meer dan honderd keer feller is dan de normale flitsen. Tot nu toe zijn er slechts twee van gezien, eentje in 1979 en eentje in 1998. De flits van 27 december is de derde. Hij heeft dezelfde eigenschappen als de vorige superflitsen, maar met een groot verschil: hij is nog eens honderd keer zo sterk.


SGR's zijn een zeldzaam soort neutronensterren. Een neutronenster is het restant van een reuzenster die zich aan het eind van haar leven in een supernova uit elkaar scheurt. De kern stort onder zijn eigen gewicht in elkaar en vormt een bal neutronen van bijna 20 kilometer doorsnede. Een zeer compacte bal materie, zo groot als Brussel maar met evenveel massa als de zon. Deze neutronsterren draaien heel hard om hun as en bereiken daardoor een heel sterk magneetveld. Alleen in de buitenlaag vind je nog normale materie, voornamelijk ijzer. Men noemt het een”magnetar” Een magnetar is een zeldzaam type neutronenster. In onze complete melkweg met zijn vierhonderd miljard sterren zitten maar tien magnetars.

De magneetvelden van magnetars bereiken een kracht van miljarden Tesla. Het aardmagnetisch veld haalt nog geen tienduizendste Tesla en in een laboratorium scheurt een elektromagneet zichzelf uit elkaar als je de veldsterkte boven de 45 Tesla probeert op te drijven. Magnetars zijn de krachtigste magneten in het heelal. Hoe ze precies zulke enorme magneetvelden opwekken is niet duidelijk, maar misschien brengt de waarneming van SGR 1806-20 daar meer helderheid in. Er zijn ruim tien magnetars ontdekt en vijf daarvan zijn SGRs. De energie van de uitbarstingen van een SGR komt uit het sterke magneetveld, dat daardoor elke keer iets zwakker wordt.

"We denken dat de superuitbarstingen van gammaflikkeraars wel wat op zonnevlammen lijken", zegt Wijers. Zonnevlammen zijn explosies op de zon, die heet plasma de ruimte in slingeren. Ze ontstaan als magnetische veldlijnen van de zon in elkaar verstrengeld raken. Die veldlijnen zitten verankerd aan materiaal in de zonneatmosfeer, maar omdat die continu in beweging is, kunnen de veldlijnen in de knoop raken. Daarbij bouwt zich energie op, tot de veldlijnen zich herschikken en de energie plotsklaps vrijkomt.

Hoe weten we dit dan?

"Op een magnetar zit het veel sterkere magneetveld óók vast aan de ster, maar iets sterker aan de korst dan aan de kern." Bewegende veldlijnen zenden elektromagnetische straling uit; bij een magnetar is dat niet anders. Terwijl de ster rondtolt raakt het magneetveld energie kwijt als radiostraling. Die energie moet ergens vandaan komen en wel uit de beweging van de ster. Het voelt alsof de veldlijnen door stroop bewegen en ze willen dan ook afremmen. Door dat remmende effect komt er steeds meer kracht op de 'aansluitpunten' van de veldlijnen te staan.

"De magneetvelden trekken harder aan de korst van de magnetar dan aan de kern en op een gegeven moment barst de zaak", aldus Wijers. Magnetische veldlijnen komen los, herschikken zich en schokgolven trekken door de magnetar. Als de veldlijnen losklappen veroorzaken ze een intense flits gammastraling die een tiende seconde aanhoudt. Daarna volgen een paar honderd seconden met minder intense straling. "In het tweede deel van de uitbarsting zien we een schommeling van het signaal. De meeste straling komt vrij bij de magnetische polen van de magnetar, en die bewegen door de draaiing van de ster ritmisch naar ons toe en van ons af."
Tijdens de uitbarsting slingerde de magnetar ook een hoop materiaal de ruimte in. Dit materiaal verwijdert zich met de enorme snelheid van 100.000 kilometer per seconde, een derde van de lichtsnelheid, van de magnetar. Het is zeer heet en bevat ook magnetische velden. Door de combinatie van magneetveld en heet materiaal zendt het radiostraling uit en dit maakt het mogelijk om m.b.v. de Westerbork Synthese Radiotelescoop en andere radiotelescopen in de wereld metingen aan radiostraling te doen. en het uitgestoten materiaal te zien nagloeien en uitzetten. Zo'n steeds groter wordende wolk heet gas is nog niet eerder bij een gammaflits gezien. Ook is het oplichten van het gas uit de ruimte zichtbaar waar het door het weggeslingerde materiaal wordt geraakt en verhit. Uit de grootte en helderheid van deze radionevel kunnen de astronomen afleiden hoeveel energie er zit in het uitgestoten materiaal. Dit blijkt nog eens zoveel te zijn als in de gammastraling zelf.
De super gammaflits onderscheidt zich ook van de tientallen eerdere gammaflitsen, die in de afgelopen jaren zijn waargenomen. Deze flitsen komen van zeer grote afstanden uit het verre verleden van het heelal. Van een aantal van die flitsen is inmiddels duidelijk dat ze de sterfkreten zijn van zeer zware sterren. Van andere wordt vermoed dat ze veroorzaakt worden door botsende neutronensterren of het opslokken van complete sterren door zwarte gaten.

De super gammaflitser van december is er duidelijk een van een andere orde. Hij komt van een magnetar en staat kosmologisch gezien zo dichtbij, dat het voor het eerst mogelijk is om vele details van de uitbarsting te volgen. De superflits van deze magnetar zou ook wel eens een verklaring kunnen zijn voor een deel van de heel korte gammaflitsen, waarvan de oorsprong tot nu toe een raadsel is. Als zo'n superflits zich in een andere sterrenstelsel voordoet, zouden magnetars in die stelsels wel eens de oorsprong van die korte flitsen kunnen zijn.

 We kennen dus tot nu toe 3 typen sterachtige objecten waarbij gammaflitsen worden opgewekt. Het onderzoek is echter nog geen 50 jaar gaande en gezien de resultaten wordt verwacht dat er op kortere termijn nog erg veel nieuwe informatie te verwachten is .

 

Met dank aan Jan Hermans voor het presenteren van dit thema en de verslaggeving.

 

16:46 Gepost door LBe | Permalink | Commentaren (1) |  Facebook |