Your SlideShare is downloading. ×
  • Like
Water ijs
Upcoming SlideShare
Loading in...5
×

Thanks for flagging this SlideShare!

Oops! An error has occurred.

×

Now you can save presentations on your phone or tablet

Available for both IPhone and Android

Text the download link to your phone

Standard text messaging rates apply

Water ijs

  • 954 views
Published

water en ijs in het heelal; vooral het planetenstelsel

water en ijs in het heelal; vooral het planetenstelsel

Published in Education
  • Full Name Full Name Comment goes here.
    Are you sure you want to
    Your message goes here
    Be the first to comment
    Be the first to like this
No Downloads

Views

Total Views
954
On SlideShare
0
From Embeds
0
Number of Embeds
2

Actions

Shares
Downloads
22
Comments
0
Likes
0

Embeds 0

No embeds

Report content

Flagged as inappropriate Flag as inappropriate
Flag as inappropriate

Select your reason for flagging this presentation as inappropriate.

Cancel
    No notes for slide

Transcript

  • 1. WATER EN IJS IN HET HEELAL Water is een van de meest voorkomende moleculen in de kosmos C. de Jager
  • 2. Eerste vraag: wat is water? Het kleinste water-’deeltje’ is een watermolecuul
  • 3. Kern van een watermolecuul De kern is ca. 0,000 000 000 0001 meter klein Daaromheen wolk elektronen; ca. 10 000 maal groter
  • 4. Een vingerhoed water
    • Bevat heel veel watermoleculen
    • Ca. 10 000 000 000 000 000 000 000 moleculen per kubieke cm
    • Lading van de kern wordt gecompenseerd door de tegengestelde lading van een onringende wolk elektronen
    • Om de kern van een watermolecuul zweven dus tien elektronen
  • 5. Hoe ontstaat water in het heelal? Om water te maken hebben we dus waterstof en zuurstof nodig. In het beginnende heelal bestond nog geen zuurstof
  • 6. Ontstaan van de elementen
    • Bij de oerknal ontstonden de elementen waterstof (H; 75%, massa) en helium (He; 25%, massa) en daarnaast heel weinig deuterium (D) en lithium (Li).
    • Toen kon dus geen water ontstaan!
    • In de kernen van de zwaarste sterren worden aan het eind van hun leven zwaardere elementen gevormd: voornamelijk C, O, N, Ne, ook Mg, Si, en nog meer. Ze worden uiteindelijk de ruimte in gezonden. Dit gebeurde ca. 200 – 600 miljoen jaar na de oerknal.
    • Daar danken ook wij dus ons bestaan aan!)
    • Huidige relatieve massa hoeveelheden zijn: H (10.000), He (3.300), O (100), C (38), Ne (16), N(12)
  • 7. Waarom veel water?
    • De ‘edelgassen’ He en Ne vormen geen moleculen.
    • Vieratomige moleculen vormen zich moeilijker dan drie- of twee-atomige
    • Zo is te begrijpen dat combinaties van H en H en H en O zich het meest vormen: H + H + O –> H 2 O (atoomkern met 2 + 8 = 10 elektronen)
    • Ook wel die van H en C
    • Een gas als OH vormt zich niet snel; methaan (CH 4 ) juist wel
    • Dus veel H 2 O, ook wel CH 4 , minder CH 3 ; nog minder OH, HCN, CN, NO, enz.
  • 8. Deuterium in het heelal
    • Deuterium (D) is ‘zwaar waterstof’
    • De atoomkern van waterstof (H) bestaat uit één proton (één positieve lading)
    • Die van D uit een proton en een neutron (dus zelfde elektrische lading maar dubbele massa)
    • D ontstond in geringe hoeveelheid bij oerknal; het komt ca. 10.000 maal minder voor dan H
    • Zo verwachten we ook heel veel minder ‘zwaar water’ (HDO of D 2 O ) dan H 2 O in het heelal
  • 9. Drie toestanden (fasen) van water: gas, vloeistof, vast; getoond in het fasediagram
  • 10. Kritische punten
    • Als de druk > 218 atmosfeer en de temperatuur > 374 o C (kritisch punt) is er geen onderscheid meer tussen vloeibare en gasvormige fase; geen verschil in dichtheid
    • Voor drukken kleiner dan 0,006 atmosfeer (tripelpunt) bestaat geen vloeibaar water; slechts waterdamp en ijs
    • Bij hoge druk (inwendige van planeten) hebben we te maken met verscheidene kristalvormen (niet getoond)
    • Het fasediagram wordt gecompliceerder bij combinaties van water met andere moleculen (ook niet getoond)
  • 11. Nog eens het fasediagram smelten-bevriezen; verdampen-condenseren; sublimeren-bevriezen
  • 12. Water in sterren In ‘koele’ sterren, zoals rode reuzensterren en protosterren komt ook water voor; in hetere sterren splitst het molecuul in zijn bestanddelen H en O
  • 13. Energierijke straling ioniseert
    • Soms kunnen moleculen een of meer elektronen uit de omringende elektronenwolk verliezen; ze worden ionen
    • Dat gebeurt door een botsing of doordat ze stralingenergie opnemen
    • In de buurt van hete sterren, die intense ultraviolette straling uitzenden, kunnen moleculen geïoniseerd worden door stralingsopname
    • Zo heeft een Nederlands ruimte-instrument (HIFI) onlangs OH + en H 2 O + ontdekt
    • Dit is gevonden in grote interstellaire gaswolken waarin veel pasgevormde hete sterren voorkomen
  • 14. HIFI in de satelliet Herschel
    • Nederlands instrument HIFI in de Europese satelliet Herschel
    • Maakt infrarode spectra
    • Spectroscopisch werd zo water ontdekt in jonge sterren en vooral in protosterren
    • HIFI ontdekte ook OH + , H 2 O + en zelfs D 2 O
  • 15. NGC 1333 – de ‘Embryonevel’. Bevat jonge en protosterren (zie M. Drummen; Zenit 2010, p.580)
  • 16. Waterdamp ontdekt in het spectrum van protoster IRAS 4B
  • 17. Spectra van hoge resolutie tonen meer; o.a. de beweging van gas om protosterren
  • 18. Het ontstaan van planetenstelsels Water is daarbij een belangrijk molecuul
  • 19. Water als samenvoegend molecuul
    • Uit gasdeeltjes in koele omgeving ontstaan moleculen
    • Moleculen kunnen samenvoegen tot stofdeeltjes en/of kristallen
    • Water slaat daar op gemakkelijk neer
    • Vormt heel dun ijslaagje, dat vastvriezen vergemakkelijkt
    • Zo ontstaan rotsblokjes en daaruit op langere duur zelfs planeten en hun satellieten
  • 20. Aardachtige planeten; hun mantels en atmosferen
    • De mantel van de aardachtige planeten wordt gevormd in < 5 miljoen jaar
    • Na nog eens 5 tot 10 miljoen jaar is de mantel voldoende afgekoeld om vast te worden
    • Eigenschappen van de overblijvende atmosfeer hangen af van de massa en temperatuur
    • Stofkorreltjes met 0,05% ijs (H 2 O) en 0,01% koolzuursneeuw (CO 2 ) in een protoplaneet zijn voldoende om een atmosfeer te vormen met een druk van ca. 100 bar (als bij Venus)
  • 21. En de oceanen?
    • Het ijs smelt bij afkoeling; zo ontstaan oceanen met voldoende water voor de aardse oceanen
    • Tanton et al., 2008 hebben zo het probleem van de herkomst der oceanen opgelost.
    • Komeetinslagen (zoals tot onlangs gedacht) zijn onvoldoende en blijken dus niet nodig
    • Het probleem is nu: waarom hebben Mars en Venus dan géén oceanen? (antwoord: geringe massa van Mars en hoge temperatuur van Venus)
  • 22. De periferie van het planetenstelsel:weinig materie; lage temperatuur Bij de lage temperatuur bevriezen gassen. Daar konden zo nog wel veel ijsachtige kleine objecten ontstaan. Weinig materie: kleine lichamen Verder ook gesteenten
  • 23. IJsdwergen en Trans-Neptunus Objecten (TNO) in de Kuiper gordel. In 2011 ruim 1400 bekend
  • 24. Toelichtend op voorgaand diagram: belangrijkste TNO categorieën en de plaats in hun baan op 12 februari 2010
    • Wit: objecten in resonantie met de omloop van Neptunus – Pluto is het kruisje
    • Rood: de ‘klassieke’ niet-resonerende ijsdwergen
    • Oranje: Centaurs – ijsdwergen die naar binnen zijn verstrooid; dus geen TNO’s
    • Blauw: periodieke kometen (horen ook niet bij de TNO’s)
  • 25. De grootste ijsdwergen
  • 26. Spectraal scheikundig onderzoek
    • Bij 50% der TNO’s: waterijs op het oppervlak
    • Bij de meeste TNO’s (voorbeeld: Orcus) zijn dat ijs kristallen ; dit duidt er op dat het ijs eens ‘verwarmd’ was tot boven 160 graden onder nul
    • Voor die lichte verwarming is weinig nodig – inslagen?
    • Bij de grootste (Pluto, Eris, Sedna en Quaoar) sporen van atmosferisch methaan
    • Bij sommigen ziet men ook wel eens sporen van complexe organische verbindingen
  • 27. Andere ijslichamen: kometen
  • 28. Kern, coma en staarten
    • De kern: ‘vuil ijs’: waterijs verontreinigd met stof en gruis; ook andere ‘ijzen’; omvang ~ 10 km
    • De coma: gas dat uit de kern is verdampt; omvang ~ miljoen km
    • Staart: geïoniseerd gas dat door de zonnewind wordt meegesleurd; lengte honderden miljoenen km
    • De Oort wolk: bron van kometen
  • 29. Het raadsel van de kometen; de Oortwolk in verband met de Kuipergordel
  • 30. Oort en Kuiper
    • Oort ontdekte (1949) de Oortwolk: kometen komen van zeer ver; >~ 100.000 Astronomische Eenheden; maar op die grote afstanden kan geen komeet ontstaan?
    • Kuiper onderstelde (1950) dat de Oortwolk eens uit een meer naar binnen gelegen gordel had moeten ontstaan.
    • Zo ontstond het idee van de Kuipergordel, de gordel van de Trans Neptunus Objecten (= TNO’s = ijsdwergen)
    • Maar dan moesten er ~ 6 miljard kometen in de Oortwolk zijn; meer kan de Kuipergordel niet leveren
    • Het aantal is echter veel groter: ca. 100 miljard! Waar komen die wel vandaan? Had Kuiper wel gelijk??
  • 31. Kometen ontstaan, zoals ook sterren enz., in een jonge gaswolk – voorbeeld: Orion nevel
  • 32. Bron van jonge en protosterren
    • In een gaswolk als de Orion nevel ontstaan sterren door accumulatie van gas (en stof)
    • Sterren ontstaan daar bij tientallen tot honderden
    • Er ontstaan ook nog veel meer kleinere tot zeer kleine lichamen: ijsklompen die bij nadering tot een ster deels verdampen – kometen
    • ‘ Onze’ kometen zijn ook zo ontstaan in een gasnevel! De meeste (alle?) kometen zijn dus indringers ! !
    • De natuurlijke grens van de Oortwolk is de afstand halverwege andere sterren (~ 150.000 AE)
  • 33. De vier buitenplaneten Rijk aan satellieten
  • 34. De satellieten van de buitenplaneten
    • Jupiter: meer da 60 manen. De vier Galileaanse satellieten; 12 kleinere en de rest heel klein (< 40 km)
    • Saturnus: 7 vrij grote (de grootste: Titan) en ca. 60 kleinere tot heel klein (< 40 km)
    • Uranus: 4 grote en 16 kleinere, gemiddeld ca. 40 km
    • Neptunus: één grote (3000 km); vijf van ~ 250 km en 7 klein ( < 100 km)
  • 35. Herkomst van deze manen
    • Grofweg in twee klassen te verdelen:
    • De grote satellieten: voor zover bekend een mengsel van rotsen en waterijs of andere ijzen
    • Deze zijn tegelijk met, en evenals hun planeet ontstaan door samenklontering
    • De kleinere zijn eerder ingevangen ijsdwergen of kometen
  • 36. Galileaanse satellieten van Jupiter Io, Europa, Ganymedes en Callisto
  • 37. Ganymedes: ruig ijsoppervlak met vlakten, kloven en inslagkraters
  • 38. IJsoppervlak en daar onder een oceaan bij Europa
  • 39. Onder het ijs een oceaan
    • Oceaan onder het ijs is zeer waarschijnlijk bij Europa maar zal ook wel voorkomen bij andere satellieten (Ganymedes)
    • Het hangt af van de warmtetoevoer: uit het inwendige door radioactiviteit uit kern, door resonantie van de baanbeweging; chemische reacties in de oceaan …
    • Daardoor wordt ijs verwarmd; wordt vloeibaar
  • 40. Warme of koude oceaan?
    • Andere factor: chemische samenstelling
    • Te verwachten is CH 4
    • In een oceaan is neerslag van sedimenten op de bodem
    • Deze laag werkt als een isolator en reduceert de warmtestroom naar boven
    • Al deze factoren (en nog meer!) leiden tot twee modellen: een ‘warme’ of een ‘koude’ oceaan
  • 41. De oceaan van Europa: het koude model
    • De oceaan van Europa ligt waarschijnlijk op een dikke bodem van sedimenten van zouten (= combinaties van positieve en negatieve ionen)
    • Dit werkt isolerend
    • Daardoor is de oceaan betrekkelijk kouder dan in het ‘warme’ model, waar door opstijgende bewegingen warmte omhoog gevoerd wordt
  • 42. De grootste satellieten van Saturnus
  • 43. De ringen van Saturnus; schematisch
  • 44. Belangrijkste ringen A ring tussen 122.000 en 136.000 km
  • 45. Ringen: slierten ijsklompjes
  • 46. Zon verduisterd door Saturnus; zwakke buitenringen zichtbaar buiten de A ring
  • 47. De E-ring (180.000-480.000 km); een zeer ijle buitenring. Bevat de satelliet Enceladus
  • 48. De bijzondere E-ring; elektrische lading
    • Is enigszins gericht door het magneetveld van Saturnus
    • Bevat dus elektrisch geladen deeltjes
    • Dat blijkt ook uit spectroscopisch onderzoek
    • De ring blijkt onder meer uit ionen van waterdamp te bestaan; daarnaast fijne ijskristallen en nog meer
    • Die ionen ontspringen uit Enceladus
  • 49. De kleine satelliet Enceladus (diameter 500 km); inslagkraters en opvallende breuklijnen die laatste in het zuiden
  • 50. Detail: Rillen en breuken in het ijs
  • 51. Noordpool vrij van breuken Deze maan is te klein om een atmosfeer te kunnen hebben
  • 52. Bijzondere ontdekking in zuidelijk deel: gas uitstoting in geisers !
  • 53. Een grote geiser: waterdamp
  • 54. Andere opname (zon staat hier achter Enceladus)
  • 55. De bron
    • Fijne ijskristallen en waterdamp stijgen op uit breuken
    • Dit betekent: er is ijs en water dicht onder het oppervlak
    • Maar ook moet er geologische activiteit zijn
  • 56. Samenstelling van de E-ring vertelt iets over de ondergrond van Enceladus
    • Geïoniseerd waterdamp (H 2 O + ) en ijskristallen
    • O + , O ++ , OH
    • Maar ook CO 2 , CH 4 , natrium
    • Ook ammonia (lost snel op in water en houdt water vloeibaar bij lage temperatuur)
    • Ten slotte: Eenvoudige organische moleculen
  • 57. Herkomst van dit materiaal
    • Lijkt afkomstig uit water (oceaan?) onder de ijslaag
    • Geisers ontstaan ofwel door (1) water onder druk onder het ijs dat door breuken ontsnapt
    • Of misschien (2) door verdamping van verwarmd ijs
    • Enceladus lijkt een wereld om te zoeken naar tekenen van buitenaards leven
  • 58. We zijn lang niet uitgepraat: elke satelliet in ons planetenstelsel vertelt een eigen verhaal! Presentatie is na te lezen op www.cdejager.com/presentaties Klik op ‘water ijs’