Werkstuk Anw Het universum

Inhoudsopgave

Voorwoord
Inleiding

Hoofdstuk 1: Het heelal
- De opbouw van het heelal
- De Zonnestelsels
- De Sterrenstelsels
- De Superclusters
- De Sterren
- Het hele heelal

Hoofdstuk 2: Ons zonnestelsel
- De opbouw van ons zonnestelsel
- De zon
- Mercurius
- Venus
- Aarde
- Mars
- Jupiter
- Saturnus
- Uranus
- Neptunes
- Pluto
- De Tiende planeet

Hoofdstuk 3:
- Kometen
- Asteroïden
- Meteorieten
- Interplanetaire medium

Plan van aanpak
Logboek
Bronvermelding

Voorwoord/doel
Wij hebben dit onderwerp gekozen omdat wij dit een zeer interessant onderwerp vinden. Bovendien moesten wij een onderwerp kiezen uit blok 4, genaamd het heelal. We konden geen apart onderwerp vinden dat ging over het heelal, dus hebben wij maar een werkstuk gemaakt over de opbouw van het gehele heelal. Daarnaast willen wij ook meer weten over ons eigen zonnestelsel, daarom werken wij die ook helemaal uit. Ons doel is inzicht krijgen over de opbouw van het heelal, omdat wij hier heel weinig van af wisten.

Inleiding
Wij hebben ons werkstuk opgedeeld in twee hoofdstukken, de twee hoofdonderwerpen. Deze hebben we dan ook weer onderverdeeld in deelonderwerpen. Per hoofdstuk volgt er nu een inleiding.
Hoofdstuk 1: Het heelal
In dit hoofdstuk gaan wij de opbouw van het complete heelal beschrijven. We gaan het onder andere hebben over zonnestelsels en melkwegstelsels en over de sterren.
Hoofdstuk 2: Ons zonnestelsel
In dit hoofdstuk gaan we ons zonnestelsel helemaal beschrijven. We behandelen iedere planeet van ons zonnestelsel apart.

Hoofdstuk 1: Het Heelal

§1: De opbouw van het heelal

Het ontstaan van het heelal
Vijftien tot twintig miljard jaar geleden waren alle sterrenstelsels bijeen. Dat was ook het moment waarop het heelal in een onvoorstelbare explosie werd geboren: de oerknal. Het jonge heelal was een ongelooflijk hete en compacte vuurbal. Door zijn expansie koelde het heelal af en op een bepaald moment klonterde de gassen samen en ontstonden zo de eerste sterrenstelsels. Het heelal dijt nog steeds uit. De vraag is of het heelal zal blijven uitdijen, of dat het heelal weer zal gaan krimpen wat zou leiden tot een enorme implosie.
Sommige astronomen denken dat het heelal voor eeuwig zal blijven uitdijen. Omdat dan de materie van het heelal steeds verder uit elkaar komt te liggen, zal de materie steeds minder kracht op elkaar kunnen uitoefenen, waardoor het heelal niet alleen eeuwig uitdijt, maar ook steeds sneller!
Andere astronomen denken echter dat het heelal nog enorme hoeveelheden donkere materie bevat, wat onzichtbaar en van een onbekende samenstelling is, die de expansie zou kunnen stoppen. In dat geval zou de aantrekkingskracht van de donkere materie weer de overhand krijgen en zal het heelal weer krimpen. Alle sterrenstelsels zouden weer samen komen: de grote implosie. En dit zou dan weer tot een nieuwe oerknal kunnen leiden. Dan zou het een soort van cyclus kunnen zijn: oerknallen en implosies wisselen elkaar af. Dit wordt ook de multiversumtheorie genoemd.

Het uitdijen van het heelal
Hoe weten we eigenlijk dat het heelal uitdijt? Dat is een ingewikkeld verhaal. Het antwoord ligt in het spectrum van verre objecten. Het spectrum is de kleuren- of golflengtenband die gaat van rood (lange golflengten) naar violet (korte golflengten). Er zitten ook donkere lijnen in het spectrum, veroorzaakt door stoffen in de steratmosfeer die de straling absorberen. Toen de eerste sterrenstelsels werden bestudeerd, zag men dat alle lijnen naar het rode deel van het spectrum waren verschoven. Hoe groter de afstand van het stelsel, des te groter deze ´roodverschuiving´. Dit komt doordat lichtgolven net zoals geluidsgolven door beweging worden beïnvloed. Astronomen concludeerden dat sterrenstelsel van elkaar vandaan snellen, zodat de lichtgolven die op de aarde aankomen langer zijn geworden, en dus naar het rood zijn verschoven.
De volgende formule geeft de relatie tussen roodverschuiving z, waargenomen golflengte λo, echte golflengte λe en verwijderingssnelheid v; c is de lichtsnelheid. Golflengte in m en snelheden in m/s:
Er bestaat een ook theoretische betrekking tussen roodverschuiving en afstand:

Hoe het heelal is opgebouwd
Elk van de volgende punten van het heelal (behalve de aarde, die zit in hoofdstuk twee) werken we in de komende paragraven uit.

De aarde
Allereerst hebben we de aarde. Dat is de derde planeet in ons zonnestelsel van de zon af gerekend. De aarde is de enige planeet in ons zonnestelsel waar leven op kan voorkomen. Hier gaan we in hoofdstuk twee nog verder op in.

Het zonnestelsel
Ons zonnestelsel bestaat uit één ster, de zon, en negen planeten met hun manen. En we hebben ook nog de planetoïden, kometen en meteoren. En tegenwoordig zij er ook al speculaties over misschien een tiende planeet.

Het melkwegstelsel
Ons zonnestelsel ligt op een van de spiraalarmen van het melkwegstelsel, op ongeveer tweederde van de afstand tussen de kern en de rand. Er bevinden zich naar schatting 100 miljard sterren in het melkwegstelsel. Dat is vergelijkbaar met het aantal rijstkorrels dat nodig zou zijn om een kathedraal te vullen. Pas in 1923 ontdekten onderzoekers dat ons eigen sterrenstelsel (het melkwegstelsel) er slechts één uit de miljoenen is.

De superclusters
De superclusters zelf bestaan uit kleinere groepen sterrenstelsels. Men denkt dat sommige groepen wel duizend sterrenstelsels kunnen bevatten. Onze eigen supercluster bevat er maar dertig á 40. Tussen superclusters liggen soms superholtes. Dat is een grote leegte. De grootste superholte die bekend is, ligt in het sterrenbeeld Boötes. Deze leegte heeft een doorsnee van 300 miljoen lichtjaar!

Het heelal
Dan heb je ook nog het gehele heelal. Astronomen brengen met krachtige telescopen het heelal in kaart. De kaart toont een gebied van het heelal, gecentreerd rond de Virgo-cluster van sterrenstelsels: de cluster waar het melkwegstelsel zich bevindt en een lengte heeft van 100 miljoen lichtjaar. De minstens dertig stelsels van onze ´Lokale Knoop´ vormen een kleine ´knoop´ in de verdeling van de duizenden stelsels in dit gebied. De superclusters vormen op hen beurt slierten of filamenten, die de grenzen vormen van de superholtes. Op deze kaart kun je de rand van deze superholtes zien die grenzen aan de Virgo-supercluster. Al hebben we in het heelal miljarden sterrenstelsels, het heelal is ongelooflijk leeg, met vele superholtes.

De sterren
Zoals eerder gezegd hebben wij in ons zonnestel één ster: de zon. Zoals ook al eerder gezegd bevinden er zich naar schatting 100 miljard sterren in het melkwegstelsel. Dan heb je ook nog de superclusters waar vele sterrenstelsels in zitten. En dan heb je ook nog een ontelbare hoeveelheid superclusters. Dus er bestaan meer sterren dan wij ons ooit voor kunnen stellen. De dichtstbijzijnde ster, als je de zon niet meerekent, is Proxima Centauri, die op een afstand van 4,3 lichtjaar staat.
In dit hoofdstuk gaan we onder andere de levensloop van de ster beschrijven.

§2: De zonnestelsels

Het heelal heeft vele zonnestelsels. Ons zonnestelsel is daar er één van. Een zonnestelsel is een stelsel van planeten rond een ster, zoals onze zon. Vele zonnestelsels vormen een sterrenstelsel, zoals onze melkweg. Ons zonnestelsel werken we verder helemaal uit in hoofdstuk twee.
Het bestaan van planeten buiten ons eigen zonnestelsel is voor astronomen voor twee reden van groot belang. De eerste reden is dat een planeet de plaats waar leven zou kunnen ontstaan en evolueren. Als ons zonnestelsel het enige zonnestelsel in het heelal zou zijn, dan zou ergens anders geen leven kunnen voorkomen. De tweede reden is dat astronomen uit de bestudering van andere zonnestelsels veel te weten komen over de werking en eigenschappen van zonnestelsels.
Planeten buiten ons zonnestelsel zijn zeer moeilijk te vinden omdat ze zelf geen licht uitstralen, maar alleen een beetje licht reflecteren van de ster waar ze omheen draaien. En dit zwakke gereflecteerde licht zou ook teniet gedaan kunnen worden van het licht van de ster zelf. Tot 1991 waren er maar negen planeten bekend: de planeten die om onze zon heen draaien. Doordat alles wat massa heeft zwaartekracht uitoefent, kan een planeet de ster waar hij omheen draait een beetje laten schommelen. Dit wordt omschreven met gravitatiewet. Met deze wet kun je met een formule de aantrekkingskracht berekenen. De formule luidt: F=f*((m1*m2)/r2). Als dit schommelen vanaf de aarde gezien wordt, dan kan dat dus bewijs zijn van het bestaan van andere planeten.
In 1991 detecteerden de radioastronomen Alex Wolszczan en Dale Frail de eerste planeten buiten ons zonnestelsel. Rond de pulsar PSR 1257+12 hebben ze drie kleine objecten gevonden. Zij kregen de naam : PSR1257+12 A, ˝B, en ˝C. Eén is ongeveer even groot als de maan, de andere hebben twee of driemaal de massa van de aarde.
Men veronderstelt dat de planeten zijn gevormd nadat de pulsar overbleef als rest van een supernova . Mochten ze aanwezig geweest zijn voor de supernova zouden ze de explosie niet overleeft hebben.
Meer over pulsars verder in dit hoofdstuk in de paragraaf over sterren.

§3: Sterrenstelsels

Sterren trekken elkaar aan door hun onderlinge zwaartekracht, en komen daarom vrijwel alleen voor in groepen, de zogeheten sterrenstelsels .Sterrenstelsels zijn de bouwstenen van het heelal. Ieder sterrenstelsel bevat zo’n 100 miljard sterren. De sterren die wij met het blote oog kunnen waarnemen staan allen in hetzelfde sterrenstelsel als onze zon. Naast ons eigen stelsel (de melkweg) zijn er nog ontelbaar veel andere sterrenstelsels in het heelal. De meeste van deze sterrenstelsels staan zeer ver weg. Ondanks het feit dat ze veel meer licht uitzenden dan een individuele ster zijn ze met het blote oog niet of nauwelijks waarneembaar. Grote telescopen zijn vereist om ze in detail te kunnen bestuderen. Het dichtsbijzijnde sterrenstelsel is de andromeda nevel.

De soorten sterrenstelsels
Er bestaan vier soorten sterrenstelsels:

1. Elliptische sterrenstelsels
Elliptische sterrenstelsels hebben een elliptische vorm. Ze zien er dus uit als een vlek. Ze bevatten voornamelijk oude sterren en hebben daarom een gele kleur. De grootste sterrenstelsels die we kennen, vinden we in het hart van clusters van sterrenstelsels en dit zijn altijd elliptische stelsels. Deze zijn ontstaan door botsingen tussen sterrenstelsels (in het midden van een cluster is het erg druk, daar zitten veel stelsels dicht bij elkaar en is de kans op botsingen dus groot) waarbij het grote stelsel de kleinere stelsels ‘opslokt’.
Botsingen bij sterrenstelsels komen vaak voor. Men denkt dat de sterrenstelsels om ons heen, inclusief ons eigen Melkwegstelsel, gevormd zijn door botsingen en versmelting van meerdere kleinere stelsels. De kans dat De M87: een elliptisch sterrenstelsel
stelsels botsen is het grootst in clusters waar de sterrenstelsels met elkaar verbonden zijn doormiddel van hun onderlinge zwaartekracht. Als twee stelsel botsen zal hun oorspronkelijke vorm verstoord worden. Als twee stelsels botsen zijn het niet de sterren in deze stelsels die botsen maar de stof en gaswolken die aanwezig zijn in deze stelsels. De schokgolf die de botsing in deze gas en stofwolken veroorzaak kan een geboortegolf van nieuwe sterren veroorzaken. Op de geboorte van sterren gaan we later in hoofdstuk verder op in.

2. Spiraal sterrenstelsels
Spiraalstelsels hebben meestal een heel duidelijke structuur: een kern met daarbuiten spiraalarmen. Deze spiraalarmen zijn blauw van kleur omdat ze veel zware, jonge sterren bevatten, die heel heet zijn en dus vooral kortgolvig (=blauw) licht uitstralen (dit verschijnsel staat uitgelegd in paragraaf 1 van dit hoofdstuk). Het melkwegstelsel is ook een spiraal sterrenstelsel.
NGC1232: een spiraal sterrenstelsel

3. Balkspiraal sterrenstelsels Balkspiraal sterrenstelsels zijn ook een soort spiraalstelsels, maar hun kern is langwerpig, in de vorm van een soort balk. De spiraalarmen beginnen aan het uiteinde van deze ‘balk’.

4. Onregelmatige sterrenstelsels
Verder zijn er nog de onregelmatige stelsels, dat zijn stelsels die er rommelig uitzien: geen duidelijke opbouw. Vaak zijn dit stelsels die botsen met hun buren: de stelsels zijn zo dicht bij elkaar dat ze door elkaars zwaartekracht vervormd worden.

§4: Superclusters
Al heel lang weten de sterrenkundigen dat sterrenstelsels in groepen voorkomen. Dergelijke groepen sterrenstelsels worden clusters genoemd. De bekendste cluster is de Lokale Groep, waartoe ook ons melkwegstelsel toe behoort.
De lokale groep telt enkele tientallen leden waarvan het melkwegstelsel een van de grootste is. De andromedanevel, ook wel aangeduid als M 31 of NGC 224, die op een afstand staat van 2,2 miljoen lichtjaar. De andromedanevel lijkt veel op ons Melkwegstelsel, maar ze is een slag groter en telt minstens anderhalf keer zoveel sterren.
Nog niet zo heel lang geleden zijn in het heelal super clusters ontdekt. Dat zijn langgerekte slierten van vele miljoenen sterrenstelsels. Zelf bestaan die weer uit kleinere clusters en groepen. Superclusters zijn de grootste structuren die in het heelal voorkomen. De grootste superclusters hebben een lengte van meer dan een half miljard lichtjaar. Nog grotere structuren kunnen niet voorkomen, omdat het heelal daarvoor niet lang genoeg bestaat. Er is gewoon nog niet vol doende tijd verstreken voor de vorming van ‘megaclusters’.
De Lokale Groep, en dus ook het Melkwegstelsel, maakt deel uit van zo'n supercluster. We bevinden ons in een langgerekte supercluster die door de astronomen de ‘Lokale Supercluster’ wordt genoemd. De tienduizenden sterrenstelsels in de Lokale Supercluster vormen de directe woonomgeving van ons Melkweg stelsel en staat naar astronomische maatstaven betrekkelijk dichtbij. Toch vormt de Lokale Supercluster slechts een onbetekenend stukje van het ingewikkelde kosmische web van sterrenstelsels. Aan één kant van de Lokale Supercluster bevindt zich een geweldige concentratie van sterrenstelsels met een doorsnede van driehonderd miljoen lichtjaar. Deze supercluster wordt de ‘Grote Aantrekker’ genoemd. Een hele toepasselijke naam, want door de aantrekkingskracht van de Grote Aantrekker worden de leden van de Lokale Supercluster in één bepaalde richting getrokken. Alle stelsels bewegen met een snelheid van duizend kilometer per seconde in de richting van het sterrenbeeld Centaurus. De massa van de Grote Aantrekker is even groot als de massa van een half miljoen sterrenstelsels. De afstand tot de Grote Aantrekker bedraagt zo'n 150 miljoen lichtjaar. Sterrenstelsels aan de andere kant van de Grote Aantrekker, bewegen juist in tegenovergestelde richting.
In tegenovergestelde richting van de Grote Aantrekker staat een andere supercluster. Dat is de ‘Perseus-Piscus-super’ cluster die een totale lengte heeft van ongeveer een half miljard lichtjaar. Tussen die geweldenaren is de Lokale Supercluster slechts een onopvallende structuur.
De kern van de Lokale Supercluster wordt gevormd door de Virgocluster, op een kleine zestigmiljoen lichtjaar afstand van de Lokale Groep. De Virgocluster bestaat uit enkele duizenden sterrenstelsels, waarvan het elliptische stelsel M 87 de grootste is. Bovendien staan de stelsels in deze grote cluster gemiddeld veel dichter bij elkaar dan die aan de randen van de Lokale Supercluster. Die randen worden gevormd door verschillende kleinere clusters en groepen van sterrenstelsels, die allemaal genoemd zijn naar het sterrenbeeld waarin ze, gezien vanaf de aarde, staan: de Ursa Major-cluster, de Coma-cluster, de Centaurus-cluster, de Hercules-cluster, de Sculptor-cluster, enz.

§5: De sterren
Het leven van een ster
Hierboven kun je het leven van een ster al schematisch zien. Hieronder worden de verschillende delen uit het proces nog even toegelicht.
Delen uit de galactische nevel worden door de zwaartekracht tot bollen gevormd de bollen draaien steeds sneller rond totdat zij uiteindelijk in een groep van een paar honderd kleine bollen uiteenvallen. Elke bol wordt op den duur een ster.
Als de kern van een ster in wording een temperatuur bereikt van 10 miljoen °C, ontstaan er kernreacties die de waterstof in helium veranderen. Het element helium geeft licht en de ster in wording is nu een echte ster geworden.

Rode reus
Als de brandstof, waterstof, van een zonachtige ster begint op te raken, zwelt hij op tot een koudere, grotere ster die een rode reus wordt genoemd.
Sommige verdwijnende sterren veranderen in reusachtige, koude sterren, die rode superreuzen worden genoemd. De middellijn van deze reuzensterren kan 1000 keer groter worden dan die van de zon. Een rode superreus bevat veel verschillende stoffen, die door kernreacties zijn gevormd. Uiteindelijk wordt ijzer gevormd en stopt het branden.

Supernova
Als een zware ster op het punt staat te verdwijnen, zakt de kern binnen een seconde in elkaar. De buitenlagen, waarin nog kernreacties plaatsvinden, worden plotseling tot miljoenen graden verhit. Er volgt dan een enorme explosie, die een supernova wordt genoemd. Het vrijkomende materiaal wordt in een uitzettende gaswolk door de ruimte verspreid.

Neutronenster
Soms ontstaat er uit een supernova een neutronenster. Dit is een draaiende bal met een massa die groter is dan die van de zon, maar met een middellijn van slechts 16 km. Tijdens het draaien straalt de neuronenster o.a. radio- en lichtgolven uit, die zich door de lucht voortbewegen.

Planetaire Nevelvlek
Soms zakt de kern van een zonachtige ster aan het einde van zijn levensloop in elkaar. De ster flakkert op en laat een soort schil van gas los, die een planetaire (omdat hij op een planeet lijkt) nevelvlek wordt genoemd.

Witte dwerg
Als een solitaire (eenzame) ster, zoals de zon, aan het einde van zijn leven inkrimpt, wordt hij ongeveer net zo groot als de aarde en wordt dan een witte dwerg genoemd, die ontzettend heeft is, maar erg zwak schijnt omdat hij zo klein is.

Zwarte Dwerg
Tijdens misschien wel miljarden jaren koelt de witte dwerg af tot een koude, zwarte dwerg, Er is nog nooit een zwarte dwerg gezien. Het is mogelijk dat er in onze melkweg nog niet zoveel tijd is verlopen om een zwarte dwerg te laten ontstaan.

Pulsar
Een pulsar in de astronomie is een snel ronddraaiende neutronenster die elektromagnetische straling uitzendt in de vorm van snelle pulsen. De naam stond origineel voor pulserende radiobron (pulsating radio-source). Pulsars behoren tot dezelfde soort hemellichamen als magnetars; het belangrijkste verschil is de sterkte van het magnetisch veld.
De eerste pulsar, ontdekt in 1967 door Jocelyn Bell en Antony Hewish had een pulstijd van enkele seconden. Zij sloten uit dat het signaal van de aarde afkomstig was omdat het niet terugkwam na een periode van precies 24 uur. Ze gaven het object dat hiervoor verantwoordelijk was origineel de naa LGM, wat staat voor ‘little green men’ (kleine groene mannetjes), omdat het leek op een radiobaken dat door buitenaards intelligent leven naar ons werd uitgestraald. Na enige speculatie werd een consensus bereikt dat het enige object dat verantwoordelijk kon zijn voor deze signalen een neutronenster was; een object dat tot dan toe niet kon worden waargenomen.
Sinds de ontdekking van de eerste pulsar zijn ook veel sneller pulserende neutronensterren waargenomen, tot in het millisecondenbereik. Ook hebben sommige pulsars een structuur in de pulsen die nog veel hoger van frequentie is (nanoseconden); deze onderdelen moeten door stukken op het oppervlak van de neutronenster worden uitgestraald die niet groter zijn dan 60cm. Daarmee zijn deze structuren verreweg de kleinste details ooit waargenomen buiten ons eigen zonnestelsel.

§5: Het heelal

Uitkijkend in het heelal zien wij objecten, zoals sterrenstelsels, van ons af bewegen waar we uit kunnen concluderen dat het heelal aan het uitdijen is. Vanuit ons gezichtspunt gezien lijkt het alsof wij in het middelpunt van deze uitdijing staan, alles beweegt immers van ons vandaan. Dit is echter niet het geval: de uitdijing kun je vergelijken met een krentenbrood dat rijst in de oven, de krenten komen steeds verder van elkaar te liggen maar voor iedere krent lijkt het alsof hij het middelpunt is omdat hij alles van zich af ziet bewegen. We kunnen de uitdijing van het heelal het beste zien als een schaalvergroting: er wordt continu nieuwe ruimte aangemaakt tussen de sterrenstelsels die zelf stilstaan. Op deze mannier bewegen alle objecten van elkaar af. Aannemend dat het beeld van het uitdijende heelal juist is, kun je ook concluderen dat er een punt in de geschiedenis van het heelal moet zijn geweest waarbij het veel kleiner moet zijn geweest. De Russische geleerde George Gamov was de eerste die zich dit realiseerde. Hij bedacht dat met het terugdraaien van de tijd, de dichtheid en de temperatuur van het heelal veel groter moeten worden. Dat betekende volgens hem dat op het tijdstip nul de dichtheid en de temperatuur oneindig groot moesten zijn geweest. Dit punt staat bekent als de "geboorte" van het heelal: de Big Bang. Vanaf het moment van deze "oerexplosie", waarvan men nu nog niet weet hoe deze precies heeft plaatsgevonden, is het heelal gaan uitdijen en dus gaan afkoelen, tot de toestand waarin wij het nu zien.
Door de uitdijing van het heelal te bestuderen kan er een schatting worden gemaakt van de leeftijd van het heelal. De eerste die dat heeft gedaan was de ontdekker van de uitdijing van het heelal, Edwin Hubble. Door snelheden en posities van veel sterrenstelsels te bepalen kwam hij op een leeftijd van ongeveer 10 miljard jaar. Recenter onderzoek wijst uit dat de leeftijd van het heelal ergens tussen de 10 en de 20 miljard jaar moet liggen.
Het belangrijkste bewijs voor de theorie van de Big Bang is de aanwezigheid van de achtergrond straling die ontdekt is in 1964 door Penzias en Wilson. Op het moment dat het heelal ongeveer 10000 jaar oud is en een temperatuur heeft van zo'n 4500 graden kunnen de fotonen plotseling vrij door het uitdijende heelal bewegen. Daarvoor was het heelal te heet voor de fotonen om ongestoord te kunnen reizen, door verstrooiingen wordt de baan van de fotonen steeds van richting veranderd. Vanwege de roodverschuiving , de fotonen bewegen in een uitdijend heelal, dus vanwege de schaalvergroting; het heelal is sinds die tijd ongeveer 1500 keer groter worden wordt ook de golflengte van de fotonen groter, zien wij deze straling nu met een temperatuur van ongeveer 3 graden boven het absolute nulpunt.
Of de uitdijing van het heelal voor altijd door gaat hangt af van de totale massa in het heelal. Alle objecten (dus ook de sterrenstelsels) trekken elkaar aan door middel van de zwaartekracht. Als er nu maar genoeg massa in het heelal aanwezig is dan zou deze kracht er voor kunnen zorgen dat de uitdijing stil komt te staan of zelfs weer gaat omkeren. Dit laatste noemen we de Big Crunch, het heelal krimpt dan tot het punt dat het weer verdwijn". Het bepalen van de totale hoeveel massa in het heelal is een moeilijke klus, zeker als je je bedankt dat alleen de massa direct kan worden waargenomen als hij straling uitzendt. Recente onderzoeken tonen aan dat ongeveer 75 procent van alle materie niet zichtbaar is, en dat er bovendien waarschijnlijk niet genoeg materie in het heelal aanwezig is om de uitdijing te doen stoppen. Dat betekent dus dat het heelal voor altijd zal blijven uitdijen, en dat de Big Crunch nooit zal plaatsvinden.

Hoofdstuk 2: Ons zonnestelsel

§1: De opbouw van ons zonnestelsel

Ons zonnestelsel bestaat uit negen planeten en hun manen die draaien om onze plaatselijke ster: de zon. In dit hoofdstuk werken we elk van de afzonderlijke planeten van ons zonnestelsel uit.

De opbouw
Het centrum van ons zonnestelsel is de zon. De zon is zo groot dat haar zwaartekracht zo groot is, zodat de planeten van ons zonnestelsel om haar heen draaien. Want hoe zwaarder de materie, hoe groter de zwaartekracht.
De planeten in volgorde van de zon af zijn:
- Mercurius
- Venus
- De aarde
- Mars
- Jupiter
- Saturnus
- Uranus
- Neptunus
- Pluto

Afstand tot Zon
( AE) Omlooptijd
(sid. jaar) Inclinatie
in (°) Eccentr. Diameter Massa Dichtheid Rotatie
Zon 0 -- -- -- 109 333000 0,26 24,8
Mercurius 0,39 0,2407 7,00 0,21 0,38 0,055 0,98 59,2
Venus 0,72 0,6150 3,39 0,01 0,95 0,816 0,95 -245
Aarde/Maan 1 1 0,00 0,02 1 1 1 1
Mars 1,52 1,8801 1,85 0,09 0,53 0,108 0,71 1,04
Jupiter 5,20 11,857 1,31 0,05 11,2 318 0,24 0,41
Saturnus 9,55 29,446 2,49 0,06 9,45 95,1 0,13 0,46
Uranus 19,19 83,979 0,77 0,05 4,01 14,5 0,24 -0,73
Neptunus 30,11 164,727 1,77 0,01 3,88 5,97 0,30 0,68
Pluto 39,53 24759 17,15 0,25 0,18 0,0021 0,37 6,45

Het ontstaan van het zonnestelsel
Er bestaan verschillede theorieën over het ontstaan van ons zonnestelsel, maar deze is de meest geaccepteerde versie:
1. Een wolk van interstellair gas en/of stof (de "zonnenevel") werd verstoord en begon samen te trekken onder invloed van haar eigen zwaartekracht. Waarschijnlijk lag de schokgolf van een nabije supernova aan de basis van deze ineenstorting.
2. Bij het samentrekken werd de wolk in het centrum samengedrukt en ontstond er een grote hitte. Heet genoeg om het stof te doen verdampen. Het samendrukken zou ongeveer 100.000 jaar in beslag genomen hebben.
3. Onder invloed van de grote druk ontstond in het centrum een protoster en de rest van het gas kwam in een omloopbaan rond de protoster terecht. Al roterend viel het meeste van dat gas naar de protoster toe. De centrifugale kracht belette dat al het gas het centrum bereikte. Het vormde daarentegen een ‘accretieschijf’ rond de ster. Deze schijf straalde energie uit en koelde uiteindelijk af.
4. Mochten de omstandigheden iets anders geweest zijn had het gas rond de ster/protoster onstabiel kunnen worden en beginnen samen te klonteren onder haar eigen aantrekkingskracht. Dan zou er in plaats van van één ster met een planetenstelsel een dubbelster ontstaan zijn.
5. Het gas koelde genoeg af zodat het metaal, de gesteenten en, ver genoeg van de ster in vorming, het ijs condenseerde tot kleine deeltjes. Het metaal condenseerde vrijwel onmiddellijk na de vorming van de accretieschijf (4,55-4,56 miljard jaar geleden volgens metingen van sommige meteoren); de gesteenten condenseerden daarna (tussen 4 en 4,5 miljard jaar geleden).
6. De stofdeeltjes botsten met elkaar en vormden een grotere massa. Dit ging verder tot ze de grootte bereikten van kleine asteroïden.
7. Met de tijd groeiden ze steeds verder aan. De steeds groter wordende brokstukken verwierven voldoende aantrekkinskracht om alle kleine deeltjes in hun omgeving op te slorpen. Hun uiteindelijke grootte hing af van hun afstand tot de ster en de dichtheid en samenstelling van de protoplanetaire nevel. In het binnenste deel van het zonnestelsel zou volgens de theorie deze brokstukken de grootte van de maan bereiken, terwijl in de buitenregionen ze wel de grootte van 15 maal de aarde konden bereiken. Het verschil in grootte bevond zich ergens tussen de huidige omloopbanen van Mars en Jupiter. Dit proces duurde tussen de honderdduizend en twintig miljoen jaar, afhankelijk van hun afstand tot de centrale ster (de zon).
8. Ongeveer 1 miljoen jaar na de vorming van het systeem produceerde de ster een sterke zonnewind die al het gas dat zich nog in de planetaire nevel bevond wegduwde. Als de protoplaneet groot genoeg was kon het de gasnevel in de buurt opnemen en werd ze een reuze 'gas'planeet. De kleinere protoplaneten bleven een stenen- of ijslichaam.
9. Het zonnestelsel bestaat dan uit stevige, protoplanetaire lichamen en gasreuzen. De ‘planeetsimalen’ klonterden langzaam samen en werden groter.
10. Na honderd miljoen jaar vormden er zich een tiental planeten in stabiele omloopbanen en het zonnestelsel was geboren. De planeten hun oppervlak werden sterk veranderd door inslagen van de resterende ‘brokstukken’ (Bijvoorbeeld het oppervlak Mercurius of de Maan).

Oude wereldbeelden
Claudius Ptolemaeus was een beroemd Grieks sterrenkundige, geograaf, wiskundige en muziektheoreticus die leefde in Alexandrië van 87 tot 150 na Christus. Zijn belangrijkste werk schreef hij in het jaar 137 onder de naam: ‘ ’ Dat betekent: Grote verhandeling over de sterrenkunde. Dit werk bestaat uit maar liefst 13 delen. Het geeft een compleet overzicht van de sterrenkunde in de Oudheid. Ptolemaeus dacht dat de aarde in het middelpunt van het heelal stond. De zon, planeten en sterren zouden om de aarde heen bewegen. Dit wereldbeeld noemen we het geocentrische wereld beeld omdat de aarde (geo is het Latijnse woord voor aarde) hierin centraal staat.
Nicolaus Copernicus (eigenlijk Niklas Koppernigk) was een Poolse geleerde en grondlegger van de moderne sterrenkunde. Copernicus werd op 19 februari 1473 in Thorn (Polen) geboren.Hij behoort tot de beroemdste sterrenkundigen die geleefd hebben. Hij studeerde vanaf 1491 wijsbegeerte en geneeskunde aan de universiteit van Krakau. Op 23-jarige leeftijd ging hij naar Italië waar hij aan de universiteit van Bologna astronomie, wiskunde en kerkelijk recht studeerde. Hij is vooral beroemd geworden doordat hij stelde, dat de zon en niet de aarde in het midden van het zonnestelsel staat.
Tijdens zijn studie in Krakau kreeg hij belangstelling voor de sterrenkunde. Hij was een verwoed lezer en zijn groeiende kennis bracht hem tot nadenken over het wereldbeeld. Copernicus dacht er anders over. In oude boeken had hij gelezen over de ideeën van Aristarchus van Samos (ca 310-250 vóór Christus). Deze Griekse sterrenkundige dacht zo'n 1700 jaar eerder al, dat niet de aarde, maar de zon in het middelpunt van het heelal stond. Dat werd toen door niemand geloofd. Maar Copernicus werkte de ideeën van Aristarchus voor zichzelf verder uit. Hij is daar een groot deel van zijn leven mee bezig geweest.
Uiteindelijk schreef hij alles op in een dik boek dat in 1530 in hoofdzaak gereed was. Dat boek heet De Revolutionibus Orbium Coelestium (over de omloop van de hemellichamen). In dit boek legde Copernicus uit, hoe volgens hem de planeten rond de zon bewegen. De aarde neemt in zijn wereldbeeld een minder belangrijke plaats in. Nu draait alles om de zon. Daarom heet dit wereldbeeld het heliocentrische wereldbeeld ( is het Griekse woord voor zon).
Copernicus durfde zijn boek niet zo maar uit te geven. Zijn ‘wilde’ ideeën zouden in die tijd helemaal niet op prijs gesteld worden. Iedereen die wat anders beweerde liep het risico grote moeilijkheden te krijgen. Niet in de laatste plaats met de kerkelijke overheid. Pas enkele jaren voor zijn dood wisten zijn vrienden Copernicus over te halen het boek te publiceren. De uitgever had echter uit vrees voor bezwaren van de zijde van de Kerk een gewijzigd voorwoord geschreven. Hierin liet hij het voorkomen dat Copernicus zijn theorieën slechts als stellingen bedoeld had. Pas kort na zijn dood op 24 mei 1543 in Frauenburg werd het boek gepubliceerd. Een onveranderde tweede druk werd te Basel in 1566 uitgegeven, een derde druk te Amsterdam in 1617.

§2: De Zon

Onze zon is, zoals al meerdere keren gezegd een ster van gemiddelde omvang. De doorsnede van de zon is 1.392.000 kilo meter. Dat is 109 keer zo groot als de aarde. Als we de zon zouden kunnen vullen met aardbollen, zouden we merken dat er meer dan één miljoen aardbollen in de zon kunnen. De zon staat 149.597.870 kilometer van de aarde vandaan.
Leeftijd: 5 miljard jaar
Massa: 1,991 × 1030 kg (333 000 × de aarde)
Diameter: 1 392 000 km (109 × de aarde)
Volume: 1,412 × 1018 km3 (1,3 miljoen × de aarde)
Oppervlaktetemperatuur: 6 000 °C
Temperatuur in kern: 15 000 000 °C

De energie
Iedere vierkante centimeter van het zonsoppervlak geeft evenveel licht als een lamp van 6000 Watt.
In het centrum van de zon is het zeer heet (zo'n 15 miljoen graden) en heerst een enorme druk (100 miljard keer de luchtdruk van de aarde). Daardoor komen atoomkernen zo dicht bij elkaar, dat ze fuseren.
In het centrum van de zon vinden volgende kernreacties plaats:
- twee protonen vormen deuterium (H met 1 neutron), een positron (positief geladen elektron) en een neutrino,
- een proton en een deuterium vormen He-3 (twee protonen en een neutron) plus een foton,
- twee He-3 vormen He-4 (twee protonen en twee neutronen) plus twee protonen.
85 % van de energie wordt op deze manier gevormd. De overige 15 % komt uit een andere reactie:
- He-3 en He-4 vormen beryllium-7 (4 protonen en 3 neutronen) plus een foton.
- beryllium-7 plus een electron wordt lithium-7 (3 protonen en 4 neutronen) plus een neutrino.
- lithium-7 plus een proton wordt twee He-4 atomen.

Bij deze reacties wordt massa omgezet in energie, volgens
Iedere seconde jaagt de zon er op deze manier 700 miljoen ton aan waterstof protonen doorheen. Daarvan wordt 0,7 procent omgezet in licht. Ongeveer de helft van de totale waterstof hoeveelheid van de zon is inmiddels omgezet in helium. Daar deed de zon 4,5 miljard jaar over.
De energie die in de kern wordt aangemaakt, verlaat de kern en trekt op zijn weg naar buiten eerst door de stralingszone. Daarin wordt de energie hoofdzakelijk doorgegeven door fotonen, die voortdurend geabsorbeerd en uitgestraald worden: een foton botst op een deeltje en wordt opgenomen, waarop het deeltje in een willekeurige richting een nieuw foton uitzendt, dat op zijn beurt op een ander deeltje botst en weer geabsorbeerd wordt.
Tenslotte komt de energie onder de vorm van een foton aan in de convectiezone, de buitenste laag van de zon. Hier wordt de energie hoofdzakelijk door convectiestromen naar het oppervlak gebracht: stromen van heet gas die omhoog gaan terwijl afgekoeld gas weer naar beneden gaat. Hetzelfde effect kan je merken in een pot water die je opwarmt, waarbij stromingen ontstaan in het water.
De energie moet dus een hele weg afleggen van de kern tot aan het oppervlak van de zon waar ze uitgestraald wordt. Natuurkundigen hebben berekend dat het ongeveer 100 000 tot 200 000 jaar duurt voor een foton het oppervlak bereikt!

Het oppervlak van de zon
De zon heeft verschillende lagen aan het oppervlak.
Aan het oppervlak van de zon is de temperatuur het laagst, ongeveer 6.000°C.
Het zichtbare oppervlak van de zon noemen we de fotosfeer. Boven de fotosfeer komen nog een paar gas-lagen voor, zoals de chromosfeer en de corona. Die kunnen we echter niet zien, behalve tijdens een totale zonsverduistering. Dan wordt deze zichtbaar als een fel purperrood gekleurde rand. Het Griekse woord ‘’ betekent ook kleur. De chromosfeer heeft een dikte van tienduizend kilometer.
De chromosfeer is warmer dan de fotosfeer. Toch geeft ze duizend maal minder licht dan de fotosfeer. Dat komt door dat ze heel erg ijl is. Buiten de chromosfeer is er nog een reusachtige krans van hete ijle gassen. Deze geven één miljoen keer minder licht dan de fotosfeer. Daarom zien we, als we naar de zon kijken, alleen maar de fotosfeer. We kijken dwars door de corona en de chromosfeer heen.
Zoals eerder gezegd, gaat alle energie van de zon van de kern, door de zon heen naar buiten. Dit gaat met zogenaamde hete ‘gasbellen’. Met een middelgrote kijker kunnen we onder gunstige omstandig heden deze ‘granulen’ zien: het is net of het oppervlak van de zon overdekt is met korrels.

Zonnevlekken
De aard van deze donkere vlekken op het oppervlak van de zon is lang een mysterie geweest. Sommige waarnemers dachten dat het planeten waren die voor de zon langs bewogen, anderen dachten aan rookwolken of aan sintels van de brandende zon. Tegenwoordig weet men dat zonnevlekken donkerder zijn dan hun omgeving omdat ze koeler zijn: het normale oppervlak van de zon heeft een temperatuur van ongeveer 5500 °C, terwijl zonnevlekken maar 3700 °C zijn. Deze afkoeling wordt waarschijnlijk veroorzaakt doordat de sterke magneetvelden in de zonnevlekken het convectieve warmtetransport naar het oppervlak belemmeren. Het magneetveld van zonnevlekken is enkele duizenden gauss. Gemiddeld heeft de zon een magneetveld van enkele gauss. Ter vergelijking: het aardse magneetveld is 0,6 gauss aan de polen.
De Zon doorloopt een 11-jarige cyclus waarin de activiteit en het aantal zonnevlekken langzaam toeneemt, tot het een maximum bereikt aan het eind van die 11 jaar. In 2001 zat de zon ook aan haar maximum van de cyclus. Dit veroorzaakte extra activiteit op Aarde in de vorm van het noorderlicht. Vooral tijdens haar maximum komen er regelmatig enorme zonnevlammen voor, die massa de ruimte in sturen. Als dat in de richting van de Aarde is dan kunnen er enkele dagen later zich storingen voordoen in radiofrequentie, elektriciteitscentrales kunnen platgelegd worden en het noorderlicht kan veel zuidelijker gezien worden. Daarom wordt de Zon nauwkeurig in de gaten gehouden om dit soort dingen aan te zien komen.

§3: Mercurius

Duizenden jaren geleden begonnen mensen met het observeren van Mercurius. De Grieken noemden de planeet Hermes, naar de snelle boodschapper van de goden uit de Griekse mythologie. De Romeinen noemden hem Mercurius, want dit is de Romeinse naam van Hermes.
Mercurius staat van alle planeten van ons zonnestelsel het dichtst bij de zon. Omdat hij vanuit de aarde gezien altijd dicht bij de zon staat, is hij moeilijk te bekijken. Dit betekent dat hij bij zonsopkomst of –ondergang nooit ver boven de horizon staat. En hij is nooit aan een donkere hemel te zien. Maar onder ideale omstandigheden schijnt hij feller dan alle sterren.
Doordat Mercurius zo dicht bij de zon staat, beweegt hij er ook het snelst omheen, met een snelheid van 173.000 kilometer per uur. Hij doet dan 88 dagen over een rondje rond de zon. Doordat de cirkel van Mercurius rond de zon geen perfecte cirkel is, gaat de planeet sneller als het meerrichting de zon gaat, en langzamer als het van de zon af beweegt. Mercurius draait daarentegen, langzaam om zijn eigen as. De aarde doet over een volledige draai één dag. Mercurius doet over één volledige draai wel 59 dagen!

Door de langzame draaiing van Mercurius heb je er lange dagen en nachten. Bovendien heeft Mercurius geen atmosfeer. Hierdoor is Mercurius zowel ijskoud als verzengend heet op hetzelfde moment. Overdag worden er temperaturen bereikt van 450 °C! Als de zon onder gaat en het wordt nacht, kan het zo koud worden als –180 °C! Hierdoor is er ook geen leven op Mercurius mogelijk.
Mercurius is slechts door één ruimtesonde bezocht: de Mariner 10. De Mariner heeft honderden foto’s gemaakt van het oppervlak van Mercurius. Als een puzzel zijn al deze foto’s bij elkaar gezet, om één grote planeet te vormen. Het resultaat zie je hierboven.
Het oppervlak van Mercurius bestaat net zoals andere aardse planeten uit een vaste korst. Mercurius bestaat vooral uit metaal en steen: rond een uitzonderlijk dikke ijzerkern ligt een mantel van steen. De opvallende grootte van de metaalkern van Mercurius is wellicht te verklaren door een gigantische botsing: de zeer jonge Mercurius werd met een geweldige kracht geraakt door een ander object. Daarbij smolten de ijzerkernen samen en ging een groot deel van de stenen mantel verloren.
Zoals gezegd is Mercurius nog maar één keer door een ruimtesonde bezocht: in 1974 vloog de Mariner 10 voorbij de planeet, en nam de sonde een reeks foto's van het oppervlak van de planeet. Omdat Mariner 10 niet in een baan om Mercurius werd geplaatst, kon niet het hele oppervlak worden gefotografeerd: we kennen nog maar ongeveer 70% van de planeet!
Op het eerste gezicht ziet Mercurius er sterk uit zoals onze maan: grijs en vol met kraters. Van naderbij bekeken valt echter op dat er relatief veel kraterloze stukken zijn, die dus gevormd zijn na het kosmische bombardement uit het ontstaan van het zonnestelsel. Deze vlakten zijn, net als op de maan, van vulkanische oorsprong en bestaan uit basalt.

§4: Venus
Vroege astronomen dachten dat de morgen -en avondsterren verschillende hemellichamen waren. De Grieken noemden de morgenster Phosphorus en de avondster Hesperus. Maar vanwege haar mooie uiterlijk werd de planeet naar Venus genoemd, de Romeinse godin van schoonheid en liefde.
Venus gaat altijd schuil onder een zeer dik wolkendek van druppeltjes zwavelzuur. Van bovenaf gezien zorgt dat voor een grote helderheid omdat het wolkendek veel zonlicht weerkaatst. Vanaf Aarde is Venus hierdoor met het blote oog zichtbaar. Aan de andere kant zorgt het wolkendek voor een heftig broeikaseffect waardoor de temperatuur op Venus hoog oploopt. De zon en nachtelijke sterrenhemel is dan ook nooit zichtbaar vanaf het venusoppervlak. De gemiddelde temperatuur is er met zo'n 480°C zelfs hoger dan op Mercurius. Het oranjekleurige wolkendek draait sneller om de planeet dan dat de planeet zelf draait, waardoor er windsnelheden tot 100 m/s kunnen optreden.
De atmosfeer van Venus is zeer dicht en bestaat voor het overgrote deel uit koolstofdioxide, wat het broeikaseffect dat door het wolkendek wordt veroorzaakt nog extremer maakt. De hoge druk (circa 90 bar), de wolken van zwavelzuur, de hoge temperatuur en de koolstofdioxideconcentratie maken ieder denkbare vorm van leven op Venus onmogelijk.
Op Venus zijn twee grote hooglanden te onderscheiden. Op het noordelijke hoogland, dat Ishtar Terra heet en ongeveer zo groot is als Australië, bevind zich veel gebergte. De hoogste top is Maxwell Montes en steekt ongeveer 10 km boven omringende land uit. Op de zuidelijke hemisfeer ligt Aphrodite Terra dat qua grootte vergelijkbaar is met Zuid-Amerika. Tussen deze hooglanden liggen grote dieptes zoals Atalanta Planitia, Guinevere Planitia en Lavinia Planitia. De dikke atmosfeer zorgt er voor dat de meeste meteorieten al uiteenvallen voordat ze het oppervlak bereiken, waardoor er nauwelijk inslagkraters te vinden zijn op Venus. Over de gehele planeet zijn grote afgeplatte schildvulkanen te vinden. Met uitzondering van de Maxwell Montes zijn alle bergen, vlaktes en andere geologische structuren vernoemd naar mythologische en echt vrouwen.
Vermoedelijk heeft Venus geen tektonische platen zoals Aarde, maar als gevolg van grootschalige vulkanische uitbarstingen is de korst continu in beweging en wordt het oppervlak regelmatig overspoeld met lava. Toch zijn de meeste vulkanen niet actief en concentreert het vulkanisme zich in hot-spots.
Van binnen vertoont Venus veel overeenkomsten met Aarde. In het centrum ligt een kern van ijzer met een diameter van ongeveer 3000 km. Daaromheen bevindt zich een mantel van gesmolten gesteente. Aan de buitenkant ligt een korst met een dikte van 50 km. Omdat er op Venus geen magnetisch veld is, wordt meestal aangenomen dat de kern niet vloeibaar, maar vast is. Maar er zijn ook theorieën waaruit zou blijken dat dat wel het geval is en dat het afwezig zijn van een magnetisch veld veroorzaakt wordt door de trage rotatie.
Venus draait traag om haar eigen as heen. Eén dag op Venus duurt 117 dagen. En in tegenstelling tot alle andere planeten draait Venus van oost naar west om haar as. De zon zal daar dus in het westen opkomen, in plaats van in het oosten zoals op de aarde.
Venus draait sneller om de zon heen dan de aarde. Venus heeft er iets minder dan 225 dagen voor nodig. Anders dan Mercurius, beweegt Venus in een bijna perfecte cirkel rond de zon.

§5: De Aarde
Tijdens het samenklonteren van de planeet komen brokstukken regelmatig met elkaar in botsing waarbij veel hitte vrijkomt. Zware elementen zoals ijzer en nikkel zinken naar het middelpunt en lichtere materialen zoals silicium, aluminium en magnesium komen boven drijven. Het duurt zo'n 100 miljoen jaar voordat deze materie een vaste massa begint te vormen. Het aardoppervlak koelt af en de aardkorst wordt gevormd. Als gevolg van vulkaanuitbarstingen vormen grote hoeveelheden vrijgekomen gassen de eerste atmosfeer. Hieruit condenseert water dat samen met het gesmolten ijs van ingeslagen kometen de eerste zeeën vormt. In deze oersoep vormen zich, uit anorganische stoffen onder invloed van bliksem en kosmische straling, de eerste organische materialen zoals aminozuren.
3,8 Miljard jaar geleden ontstonden vlak onder het oppervlak van de oceaan de eerste levensvormen. Tussen 1,6 miljard en 600 miljoen jaar geleden ontwikkelen zich de eerste meercellige organismen. In de daaropvolgende 450 miljoen jaar ontstaan en verdwijnen als gevolg van continentendrift meerdere oercontinenten. 225 Miljoen jaar geleden vormt alle landmassa één geheel: het Pangea. Rond 200 miljoen jaar geleden trad er een breuk op waarbij tussen het noordelijke deel, Laurasia, en het zuidelijke deel, Gondwanaland, en de zeeën ontstaat. Dit proces blijft doorgaan en rond 135 miljoen jaar geleden beginnen de continenten langzaam hun huidige vorm aan te nemen. Het is de tijd dat het land wordt bevolkt door de dinosaurussen, waar zo'n 65 miljoen jaar terug abrupt een eind aankomt, waarschijnlijk als gevolg van een meteorietinslag in de buurt van het huidige Chicxulub. Tot zo'n 2 miljoen jaar geleden verplaatsen de continenten zich tot hun huidige vorm en plaats en ziet de aarde er grotendeel uit zoals vandaag de dag.
De aarde is opgedeeld in verschillende lagen (Lengte in kilometers):
- 0-40: De korst
- 40-400: De bovenmantel
- 400-650: De overgangszone
- 650-2890: De ondermantel
- 2890-5150: De buitenkern
- 5150-6278: De binnenkern
De kern bestaat bijna volledig uit ijzer. Temperaturen in het centrum kunnen oplopen tot 7500°C, heter dan het oppervlak van de zon. De ondermantel bestaat waarschijnlijk vooral uit silicium, magnesium en zuurstof. In mindere mate zijn er ook ijzer, calcium en aluminium aanwezig. De bovenmantel bestaat vooral uit ijzer en magnesiumsilicaten (een silicaat is een glasachtige of rotsachtige stof) en ook uit calcium en aluminium. Het meeste van het inwendige weten wij dankzij seismologische technieken; buiten een gedeelte van de bovenmantel dat het aardoppervlak bereikt als lava van vulkanen, kunnen wij niets van het inwendige rechtstreeks onderzoeken. De korst bestaat voornamelijk uit kwarts. Dit is de chemische samenstelling van de aarde:
- 34,6% IJzer
- 29,5% Zuurstof
- 15,2% Silicium
- 12,7% Magnesium
- 2,4% Nikkel
- 0,05% Titaan
De aardkorst (lithosfeer) bestaat uit een aantal bewegende delen of platen, die voortdurend botsen en weer uit elkaar drijven. In totaal zijn er éénentwintig platen, negen grote en twaalf kleinere. De zes continenten liggen op evenzoveel grote platen, en worden continentale platen genoemd. De overige platen zijn oceaanplaten en vormen het grootste deel van de oceaanbodem. De studie van de tektonische platen of de platentektoniek, helpt de continentendrift, de groei van de zeebodem, vulkaanuitbarstingen en de vorming van gebergten 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 al miljoenen jaren bezig waardoor het uiterlijk van de aarde steeds verandert. Als je goed naar de wereldbol kijkt, dan zie je dat de oostkust van Noord- en Zuid-Amerika precies past aan de westkust van Europa en Afrika. Deze continenten zijn dus in miljoenen jaren uit elkaar gedreven.
Daar waar platen uit elkaar drijven, komt er gesmolten gesteente (magma) omhoog als lava. Hierdoor groeit nieuw materiaal aan de platen vast. Op deze manier worden nieuwe oceaanplaten gevormd. De plaats waar dat gebeurt, noemt men ook wel oceaanruggen. Oceaanruggen zijn zelden meer dan 1500 meter hoog, maar ze kunnen zich duizenden kilometers lang over de zeebodem slingeren. In alle grote oceanen bevindt zich een oceaanrug. Een voorbeeld hiervan is de Mid-Atlantische Rug in de Atlantische Oceaan, die loopt van de Noordpool tot de Zuidpool. Oceaan ruggen zijn gebieden met een grote vulkanische activiteit en veel aardbevingen.
Troposfeer:
De troposfeer is de onderste laag van de atmosfeer en is ongeveer 12 km dik. Ze bevat 75% van alle gassen van de hele atmosfeer en ook grote hoeveelheden water en stof. Doordat de zon de aarde opwarmt blijft deze grote massa in beweging. Door de bewegingen van deze massa ontstaat het weer. De troposfeer is aan de grond meestal het warmst en wordt naar de bovengrens (de tropopause) toe steeds koeler. De tropopause ligt niet overal op dezelfde hoogte.
Stratosfeer:
De stratosfeer loopt van de tropopause tot de bovengrens (de stratopause), die 50 km boven het aardoppervlak ligt. Deze laag bevat 19% van alle gassen van de atmosfeer en heeft heel weinig waterdamp. In vergelijking met de troposfeer zijn de bewegingen van de gassen heel rustig. In de stratosfeer bevindt zich de ozonlaag, die de schadelijke ultraviolette stralen van de zon tegenhoudt. Naarmate je hoger komt in de stratosfeer wordt de lucht steeds warmer. De temperatuur loopt op van -60°C aan de onderkant tot 10°C bij de stratopause.
Mesosfeer:
De Mesosfeer is de volgende laag boven de stratopause en loopt tot de bovengrens (de mesopause), die 80km boven de aarde ligt. De gassen in de mesosfeer zijn te ijl om veel zonnewarmte op te nemen. Toch is de lucht hier dicht genoeg om meteorieten die in de atmosfeer terecht komen, te vertragen. Ze branden dan op, wat te zien is als lichtstrepen aan de nachtelijke hemel. De temperaturen in de mesosfeer dalen tot -120°C bij de mesopause.
Thermosfeer:
De thermosfeer is de laag boven de mesopause. De gassen hierin zijn nog ijler dan die in de mesosfeer, maar ze absorberen ultraviolet licht van de zon. Hierdoor lopen de temperaturen aan de bovenkant op tot 2000°C, dat is op een hoogte van 700 km boven het aardoppervlak. In de thermosfeer ligt nog een aparte laag, de ionosfeer, die van 100 km tot 300 km boven het aardoppervlak loopt.
Ionosfeer:
Zoals gezegd is de ionosfeer een deel van de thermosfeer. Ze bestaat uit elektrisch geladen gasdeeltjes (geïoniseerd). Deze elektrische lading krijgen ze door de ultraviolette straling van de zon. De ionosfeer heeft de belangrijke eigenschap dat zij radiosignalen, die vanaf de aarde uitgezonden worden, terugkaatst. Hierdoor zijn alle delen van de wereld via radio bereikbaar.
Exosfeer:
De exosfeer is de buitenste laag van de atmosfeer en loopt van 700 km tot 800 km boven de aarde. In deze laag worden gassen steeds ijler en verdwijnen in de ruimte.
De atmosfeer is van levensbelang voor het leven op aarde. Zonder atmosfeer is er geen leven op aarde mogelijk. Ze levert zuurstof die nodig is om te kunnen ademen, beschermt ons tegen meteoriet inslagen en ultraviolette straling van de zon. De atmosfeer houdt zoveel warmte vast dat er op aarde een leefbare temperatuur heerst. Het weer dat ontstaat door luchtstromingen in de troposfeer zorgt ervoor dat er een constante circulatie is van water naar waterdamp naar regen naar water. Deze kringloop zorgt samen met temperatuurverschillen en luchtcirculatie voor erosie van het aardoppervlak waardoor het uiterlijk van de aarde in de loop van de jaren verandert.

§6: Mars

Wanneer het helder is, is Mars gemakkelijk te herkennen omdat hij een opvallende oranjerode kleur heeft. In de oudheid zagen mensen de rode kleur als teken van vuur en bloed. Daarom werd de planeet Mars genoemd, naar de Romeinse oorlogsgod.
Mars draait in 687 aardse dagen om de zon. De as van Mars is lichtjes gekanteld waardoor de seizoenen ook erg op die van de aarde lijken.
Een dag op Mars duurt 24 uur en 37 minuten. Ook dat is erg gelijkaardig aan de aardse dag. Al die gelijkenissen maken dat toekomstige pioniers het erg makkelijk zullen hebben om zich aan te passen aan het ritme op Mars.
Mars moet ongeveer gelijktijdig met de aarde ontstaan zijn, en had aanvankelijk wellicht een min of meer gelijkaardige evolutie. Het grootste verschil is dat Mars, omdat ze maar half zo groot is als de aarde, veel sneller kon afkoelen. Dat zorgde voor een veel beperkter vulkanisme dan op aarde, en voor de totale afwezigheid van platentektoniek: de korst van Mars is één enkele plaat. Daardoor zijn er ook geen hoge bergruggen of vulkanische ruggen. Waar de korst dun genoeg was om door magma gepenetreerd te worden, ontstonden zeer hoge vulkanen. Zoals de aarde en Venus, bestaat Mars uit een korst, een stenen mantel en een ijzeren kern. Het feit dat Mars slechts een zeer zwak magnetisch veld heeft, wijst erop dat deze kern volledig vast is. Het weinige magnetisme dat de ruimteverkenners detecteerden is wellicht een overblijfsel uit de vroegste periode van de planeet, toen die ijzerkern nog wel vloeibaar was. Eén van de spectaculairste reliëfeenheden op Mars is de vulkaan Olympus Mons, de grootste vulkaan in het zonnestelsel: hij is 24 km hoog en heeft een basis met een doorsnede van 500 km. De vulkaan wordt omringd door een steile klif van 6 km hoog.
Een ander opvallend onderdeel van de Marsgeografie zijn de talloze valleien die vooral op het oudere, zuidelijke halfrond te zien zijn. Al sinds de foto's van de eerste Mariner-verkenners is de meest aanvaarde hypothese dat deze valleien eigenlijk uitgedroogde rivierbeddingen zijn. Dat betekent dat er vroeger op Mars grote hoeveelheden water geweest moeten zijn. Jarenlang hebben wetenschappers zich afgevraagd waar dat water dan wel naartoe is gegaan: tegenwoordig is Mars een droge woestijn. Metingen hebben aangetoond dat het waarschijnlijk onder de vorm van permafrost is opgenomen in de Marsbodem. Het zou gaan om uitzonderlijk grote hoeveelheden waterijs dat op enkele meters diepte onder de oppervlakte opgeslagen ligt. De gigantische canyonstructuur, Vallis Marineris, een breuklijn van 4 000 km lang, is niet veroorzaakt door watererosie: het is een geweldige scheur in de korst, veroorzaakt door spanningen ten gevolge van het uitstulpen van het Tharsis-hoogplateau aan de andere kant van de planeet. Dat plateau, dat 10 km hoger is dan het gemiddelde Marsniveau, ontstond door het opwellen van lava uit de mantel van de planeet. Doordat de korst op die plaats veel te dik is om door te breken, stapelde het materiaal zich op. Aan de andere kant van de planeet scheurde de korst daardoor open.
De gemiddelde temperatuur op Mars bedraagt ongeveer -55 °C. De dunne atmosfeer slaagt er niet in de weinige warmte die Mars van de zon krijgt gelijkmatig te verdelen, zodat de temperatuursschommelingen erg groot zijn. Op de polen bedraagt de minimumtemperatuur -133 °C, in de zomer kan het op sommige plaatsen 27 °C warm worden. Met de seizoenen varieert ook de windrichting -en sterkte, en daardoor ook het uiterlijk van de planeet: de wind neemt stofdeeltjes met zich mee die donkere plekken kunnen bedekken met lichter materiaal, of ze juist van stof vrijmaken.
Wie met een kleine telescoop Mars in het oog houdt, kan veel van die veranderingen zelf opmerken. Het opvallendst is het aangroeien en weer afsmelten van de poolkappen: in de winter bevriest het koolstofdioxide (CO2) waaruit de Marsatmosfeer bestaat gedeeltelijk, en komt deze onder de vorm van sneeuw op de polen terecht. De winter kan soms zo koud zijn dat een derde van de atmosfeer bevriest, waardoor de luchtdruk plots veel lager wordt. Het verschil kan tot 30 % bedragen.
Mars bezit ook twee kleine maantjes: Phobos en Deimos. Het gaat om steenbrokken die niet groter zijn dan 100 km, wat doet vermoeden dat het eigenlijk ingevangen planetoïden zijn (meer over planetoïden in hoofdstuk 3).

§7: Jupiter

Jupiter is de grootste planeet van ons zonnestelsel en is de vijfde planeet vanaf de zon. Hij bevindt zich op gemiddeld 778 miljoen km van de zon en doet er 11,86 jaar over om één keer rond de zon te draaien. Deze planeet is ook heel zwaar en groot: hij weegt 318 keer zoveel als de aarde en zijn diameter is 12 keer groter dan die van de aarde.
De rotatie van Jupiter is sneller dan elke andere planeet van ons zonnestelsel, daardoor heeft de planeet ook een grote afplatting (ongeveer 6,5%). Men kan dit merken aan twee 'verschillende' soorten diameters: de equatoriale diameter van Jupiter is 142 200 km en de polaire diameter is 133 540 km. De rotatie gebeurt in ongeveer 9,841 uur.
Jupiter is heel groot voor een planeet. Als de massa van de planeet groter zou zijn, dan zou die samengedrukt worden door de eigen aantrekkingskracht en zou de straal dus verkleinen. Alleen een ster kan groter worden omdat daar een enorme hitte wordt geproduceerd door kernreacties.
Jupiter heeft een relatief lage dichtheid: 1,33 g/cm³. Dit is niet veel meer als de dichtheid van water. Jupiter bestaat dan ook voornamelijk uit vloeistoffen en gassen.

Ontstaan
Jupiter is waarschijnlijk ontstaan uit een schijf van materie die in het beginstadium van ons zonnestelsel rond de zon roteerde. Door zijn zware kern kon Jupiter veel gas aantrekken, vooral waterstofgas en helium. Maar vanaf een zekere diepte onder de atmosfeer wordt het gas samengeperst tot vloeistof. Nog dieper krijgt het vloeibaar waterstof eigenschappen van metalen. Dit wordt dan metallische waterstof genoemd. De zware kern bestaat uit gesteenten en ijs.
Men denkt dat Jupiter is gevormd voordat de kometen zijn ontstaan. Jupiter kan immers niet ontstaan zijn door samensmelting van enkele kometen, aangezien kometen een andere samenstelling van edelgassen hebben (zie samenstelling).

Samenstelling
De gasplaneten hebben geen vast oppervlak, maar men gaat ervan uit dat de diameter van de planeet overeenkomt met de plaats waar de druk gelijk is aan 1 atmosfeer. Onze kennis over de binnenzijde van Jupiter is indirect. om toch iets over het inwendige te weten, heeft men een model opgesteld aan de hand van grootte, massa, uitzenden van straling enzovoorts.
Waarschijnlijk heeft deze reuzenplaneet een kern van ongeveer 10 tot 15 aardmassa's, die vast is. Deze zou bestaan uit SiO2 en MgO. In de kern heerst een temperatuur van ongeveer 30 000°C.
Juist boven die kern bevindt zich een dikke laag vloeibaar metallisch waterstof. Deze laag staat in voor het grootste gedeelte van de massa. De druk is er meer dan 4 miljoen bar en daardoor komt de waterstof er voor in vloeibare vorm. Deze vorm van waterstof bestaat uit geïoniseerde protonen en elektronen. Vloeibaar waterstof is een elektrische geleider en is de bron van Jupiters magnetisch veld, door het principe van de zichzelf bekrachtigende dynamo. Dit heeft te maken met zowel vloeistofbewegingen als elektrische stromen die voorkomen in deze laag.
In deze laag bevinden zich waarschijnlijk ook kleine hoeveelheden Helium maar ook water, methaan en ammoniak in hun vaste vorm.
De buitenste laag bestaat voor het grootste deel uit moleculaire waterstof en helium. Deze stoffen komen voor in hun vloeibare vorm aan de binnenzijde van Jupiter, en in gasvorm aan de buitenzijde.
Het bovenste gedeelte van deze laag is de atmosfeer. Ze bevat waterstof, helium, stikstof (in ammoniak), koolstof (als methaan, CH4) en waterstofsulfide. Volgens metingen van de ruimtesonde Galileo in 1995 bevat de atmosfeer verhoudingsgewijs ook veel van de edelgassen argon, xenon en krypton.
Atmosfeer en wolkenlagen
Als men vanuit de ruimte naar Jupiter kijkt, is er een dikke wolkenlaag te zien. Op foto's van de planeet zijn duidelijk de banden en vlekken in verschillende kleuren zichtbaar. Elke band heeft zijn eigen temperatuur en chemische eigenschappen, dat is waarom wij verschillende kleuren zien. Binnen de horizontale banden waaien er winden aan hoge snelheden. Sinds Voyager 1 en 2 weten we veel meer over deze laag wolken.
De witte wolkenbanden en vlekken bevinden zich hoog in de atmosfeer. Ze bestaan uit opstijgende gassen. De donkere lagen (de bruine vlekken in de polaire streken en de blauwgrijze gebieden in de buurt van de evenaar) situeren zich lager in de atmosfeer. Hier dalen de gassen. De welbekende "Grote Rode Vlek" bevindt zich een heel stuk hoger in de atmosfeer, het is een hogedrukgebied waarvan de wolktoppen hoger zijn dan de omringende omgeving.
De atmosfeer bestaat uit 2 of 3 verschillende lagen. De hoogste laag bestaat uit ammoniakkristallen (temperatuur van ongeveer 150 K). In de diepste laag zijn ijskristallen en ammoniakwater te vinden. Tussen deze 2 lagen bevindt zich misschien ook een laag bestaande uit ammoniumhydrosulfide (200 K). Hiermee kunnen de verschillende kleuren verklaard worden. De witten lagen en vlekken liggen zo hoog dat ze hun kleur krijgen door de kristallen uit de bovenste laag. De donkere zones liggen lager, waar de temperatuur hoger is dan het smeltpunt van ammoniak.
Waarschijnlijk wordt de donkere kleur veroorzaakt door de dissociatie van H2S of ammoniumhydrosulfide. Dat chemisch proces vindt plaats onder invloed van UV-licht. De kleur van de Grote Rode vlek wordt waarschijnlijk veroorzaakt door de aanwezigheid van rode fosfor. Deze vorm van fosfor zou boven de wolkentoppen uit PH3 gevormd worden, onder invloed van UV-licht.

Stormen en de ‘Rode vlek’
In de witte vlekken en de Rode Vlek vindt een zelfde soort fenomeen plaats: een draaikolkachtige anticyclonale beweging. Aan de westzijde van deze vlekken is er een opeenhoping van materiaal. De grootte verschilt weliswaar. De Grote Rode Vlek is ovaalachtig van vorm en had afmetingen van 22 000 bij 11 000 km, ten tijde van de Voyager-metingen.

§8: Saturnus
Geschiedenis
Saturnus was de god van de landbouw in de Romeinse mythologie. In het Grieks heette hij Cronos, de zoon van Uranus en Gaia, en de vader van Zeus (Jupiter).
De planeet is prima te zien met het blote oog en was dus al in de oudheid bekend. Galileo Galilei heeft in 1610 voor het eerst een telescoop op de planeet gericht. De eerste telescopen waren nog niet zo krachtig en Galilei zag een wat merkwaardig verschijnsel bij Saturnus maar wist het niet te verklaren.
Christiaan Huygens kwam in 1695 met een juiste interpretatie van het verschijnsel dat we nu kennen als de ringen. Daarna werd lange tijd gedacht dat Saturnus de enige planeet met ringen was maar in 1977 werden er ook dunne ringen ontdekt rond Uranus en later ook bij Jupiter en Neptunus.
Saturnus heeft het laagste soortelijk gewicht van alle planeten in ons zonnestelsel en lager dan dat van water. Dit betekent dat als je een voldoende grote oceaan zou hebben dan zou Saturnus erop blijven drijven.
De planeet bestaat voor zo'n 75% uit waterstof en 25% uit helium. Verder is er wel wat water, methaan, ammoniak en andere stoffen. Dit komt overeen met de samenstelling van de nevel waaruit ons zonnestelsel is ontstaan. De kern bestaat uit ijzer en vloeibaar metallisch waterstof. Dit laatste kan alleen voorkomen bij een druk van meer dan 4 miljoen bar en bestaat uit geïoniseerde protonen en elektronen. Het zorgt voor een sterk magnetisch veld.
Door de zwaartekracht krimpt de planeet langzaam in. Dit veroorzaakt zoveel warmte dat de planeet meer warmte uitstraalt dan dat ze van de Zon ontvangt.
Vanaf de Aarde zijn er twee grote ringen en een kleinere ring zichtbaar. Het gat tussen 1 en 2 heet de Cassini-scheiding. Ze lijken massief maar dat zijn ze niet. Het zijn duizenden deeltjes die variëren in grootte van 1 centimeter tot een paar meter. De ringen zijn niet meer dan 200 meter dik en bestaan uit stof en ijs.

Saturnus heeft de meeste manen van alle planeten in ons zonnestelsel. De stand staat nu op 30 en mogelijk dat er nog meer ontdekt worden als de Cassini sonde bij de planeet arriveert in 2004. De Huygens sonde, een deel van de Cassini missie, zal een bezoek brengen aan de maan Titan door af te dalen in haar atmosfeer.
Titan werd ontdekt in 1655 als eerste maan bij Saturnus. De maan is groter dan de planeet Mercurius en heeft een dikke atmosfeer. Deze bestaat hoofdzakelijk uit stikstof zoals bij de Aarde. Daarnaast is er 15% argon en een paar procent methaan. Er zijn sporen aangetroffen van organische stoffen zoals ethaan en koolstofdioxide. In diverse opzichten komt deze atmosfeer overeen met de atmosfeer zoals die op Aarde kon worden aangetroffen. De temperatuur aan het oppervlak is ongeveer -170º C.

§9: Uranus

In diameter is Uranus de derde grootste planeet en de zevende vanaf de zon. Uranus heeft namelijk een massa van 8,686 x 1025 kg en een diameter van 51 118 km. Uranus was de eerst planeet die men ontdekte in de moderne tijden, men dacht aanvankelijk dat het om een komeet of een ster ging. Daarom noemde Herschel de planeet "Georgium Sidus". Maar Bode stelde de naam Uranus voor, omdat alle andere planeten ook naar mythologische figuren zijn genoemd.
De draaias van Uranus verschilt ongeveer 90 graden met het eclipticavlak. De polen van de planeet zijn dus om beurten naar de zon gericht en ontvangen dus afwisselend meer energie van de zon dan in de buurt van de evenaar van de planeet. Toch zijn de gebieden in de buurt van de evenaar warmer dan rond de polen.

Samenstellingen en eigenschappen
Uranus bestaat voornamelijk uit gesteenten en verschillende vormen van ijs, 15% waterstof en een heel klein beetje helium. De kern van Uranus lijkt sterk op die van Jupiter en Saturnus, alleen is er geen sprake van vloeibaar metallisch waterstof. Ook is de kern niet duidelijk rotsachtig maar is het materiaal eerder willekeurig verspreid.
Uranus heeft ook wolkenbanden die zich snel rond de planeet bewegen. Ze zijn echter heel dun en enkel zichtbaar met speciale technieken.
Uranus is blauw omdat het rode licht geabsorbeerd wordt door de methaan in de bovenste atmosfeer.
Ook heeft Uranus ringen en die zijn erg donker. Ze bestaan dus ook uit afzonderlijke kleine deeltjes met doorsnede tot 10 m. Tot nu toe zijn er elf ringen gekend en de helderste daarvan is de Epsilon ring.

Atmosfeer en magnetisch veld
De atmosfeer van Uranus bestaat uit ongeveer 83% waterstof, 15% helium en 2% methaan. Het magnetisch veld van Uranus is zeer eigenaardig, het veld vormt een hoek van 90 ° met de draaias van de planeet. Waarschijnlijk ontstaat het als gevolg van bewegingen op ondiepe plaatsen in Uranus.

Manen
Uranus heeft 26 manen. Deze manen zijn genoemd naar personages uit de werken van Shakespeare en Pope (enkele namen zijn: Ariel, Umbriel, Titania, Oberon, Miranda, Cordelia, Ophelia, Bianca, Cressida, Desdemona, Juliet, Portia, Rosalind, Belinda, Puck), dus niet naar figuren uit de klassieke mythologie . Er zijn twee groepen satellieten, enkele kleinere en donkere binnenmaantjes en 5 grote manen. Al hun banen liggen in de buurt van het evenaarsvlak van Uranus, dus vormen ze een grote hoek met het eclipticavlak.

§10: Neptunes

Neptunus is vanaf de zon gezien de achtste planeet van ons zonnestelsel. Omdat Pluto een nogal excentrische baan heeft, is Neptunus soms het verst van de Zon verwijderd. De planeet is vernoemd naar de Romeinse god van de zee.
Samenstelling atmosfeer
Waterstof (H2) 84%
Helium (He) 12%
Methaan (CH4) 2%
Ammoniak (NH3) 0,01%
Ethaan (C2H6) sporen
Acetyleen (C2H2) sporen
De eerste waarneming van Neptunus werd in januari 1613 verricht door Galileo Galilei,toen de planeet vlak naast Jupiter verscheen. Maar omdat hij ervan uitging dat het een ster betrof, staat de ontdekking niet op zijn naam. In 1821 publiceerde Alexis Bouvard tabellen over de baan van Uranus, waarbij hij afwijkingen opmerkte die alleen door een andere planeet veroorzaakt konden worden. In 1843 berekenden John Couch Adams en Urbain Le Verrier onafhankelijk van elkaar de baan die deze hypothetische planeet zou beschrijven, maar deze werd door George Airy als onmogelijk afgedaan. In de zomer van 1846 begon James Challis aarzelend een nieuwe zoektocht naar de onbekende planeet. Het was echter Heinrich d’Arrest die de planeet op 23 september 1846 voor het eerst waarnam, slechts 1° vanaf de plaats waar Adams en Verrier hem hadden voorspeld.
Samenstelling
De opbouw van Neptunus vertoont veel overeenkomsten met die van Uranus. De kern bestaat uit (gesmolten) metaal en rots en daaromheen bevindt zich een mantel van gesteente, water, ammoniak en methaan. Naar buiten toe wordt de mantel steeds vloeibaarder en gaat uiteindelijk geleidelijk over in de atmosfeer.

Atmosfeer
Op grotere hoogten bestaat de atmosfeer van Neptunus vrijwel volledig uit waterstof en helium. Lager komt er ook methaan, ammoniak en water voor. De relatief hoge concentratie methaan in de lagere atmosfeer veroorzaakt de voor Neptunus karakteristieke blauwe kleur. Tot 1994 kwam er een grote donkere vlek voor die vergelijkbaar is met de Grote Rode Vlek op Jupiter, maar later is die verdwenen en verscheen er een nieuwe. Met behulp van de Hubble ruimtetelescoop zijn in de atmosfeer van Neptunus de hoogste windsnelheden van het zonnestelsel gemeten die rond de evenaar kunnen oplopen tot 2000 km/u. Vermoedelijk worden deze stormen veroorzaakt door de warmteuitstraling van de planeet.

Manen en ringen
De eerste vermoedens van ringen rondom Neptunus ontstonden halverwege de jaren '80. Deze vermoedens werden in 1989 door de Voyager 2 bevestigd. De buitenste Adams ring bestaat uit drie afzonderlijke bogen die de namen Liberty, Equality en Fraternity dragen. Onder invloed van de maan Galatea groeien deze bogen niet uit tot volledige ringen. Met de Voyager zijn ook dichter bij de planeet nog enkele ringen ontdekt. Al deze ringen zijn erg smal en vermoedelijk ontstaan na het inslaan van meteorieten op de manen. Er zijn in 2004 een vijftal ringen bekend die zich bevinden op afstanden tussen 41.900 en 62.900 km van het centrum van de planeet.
De langst bekende maan van Neptunus is Triton, waarvan het bestaan al een maand na de ontdekking van de planeet werd bevestigd. Pas in 1949 werd door Gerard Kuiper de tweede maan Nereid ontdekt. In totaal zijn er 13 manen rondom Neptunus bekend.

§11: Pluto

Pluto is op 18 februari 1930 ontdekt door de astronoom Clyde Tombaugh op het Lowell Observatory in Arizona. Tombaugh was op zoek naar een onbekende Planeet X in een baan buiten Neptunus, welke was voorspeld door Percival Lowell.
De naam Pluto is niet geheel willekeurige gekozen, het verwijst ook naar de initialen van Percival Lowell; de astronoom die lange tijd heeft gezocht naar Pluto, maar de planeet nooit heeft kunnen ontdekken.
Samenstelling
Samenstelling atmosfeer
Methaan (CH4) ?%
Stikstof (N2) ?%
Koolstofmonoxide (CO) ?%
Over de samenstelling van Pluto is vrijwel niets bekend. De meest gangbare theorieën gaan uit van een rotsachtige kern met daaromheen een mantel van bevroren water.

Atmosfeer
Tijdens observaties vanaf de Aarde in 1988 werd duidelijk dat Pluto een zeer ijle atmosfeer heeft met een druk van 1,5 tot 3,0 microbar (0,15 - 0,30 Pascal). Wanneer als gevolg van de excentrische baan de afstand met de zon groter wordt, bevriest de atmosfeer vrijwel volledig. De geringe aantrekkingskracht van Pluto zorgt ervoor dat deze tot op grote hoogte waarneembaar is en vermoedelijk deelt Pluto de atmosfeer met de maan Charon.

De maan van Pluto
Van Pluto is één natuurlijke satelliet genaamd Charon bekend. Deze maan is ontdekt in 1978 door James Christy en Robert Harrington. De massa van Pluto is slechts zeven maal zo groot als die van Charon. Het gevolg daarvan is dat het massazwaartepunt bij deze planeet-maan combinatie als enige in ons zonnestelsel ver buiten het oppervlak van de planeet ligt. Een ander opmerkelijk fenomeen is dat deze hemellichamen altijd met dezelfde zijde naar elkaar liggen; ze bevinden zich in een synchrone rotatie. Uit opnamen van Hubble blijkt dat de maan iets meer blauwig is, waaruit kan worden opgemaakt dat Pluto en Charon een verschillende samenstelling hebben.

§12: De Tiende Planeet

De tiende planeet is de laatst ontdekte planeet van ons zonnestelsel. Deze planeet wordt de tiende planeet genoemd, omdat hij de tiende planeet is vanaf de zon gezien.
Er is een hele logische verklaring voor dat deze planeet nooit eerder is ontdekt. Ten eerste is hij ruim 10 miljoen keer zwakker dan de sterren die je 's avonds met het blote oog kunt zien. Ten tweede is de verst bekende planeet uit ons zonnestelsel Pluto, die ligt maar liefst 40 keer zo ver als de afstand tussen de aarde en de zon (40x149,5 miljoen km = 5980 miljoen km). De geschatte afstand tussen de aarde en deze tiende planeet is 30.000 keer zo ver als de afstand zon\aarde (30.000x149,5 miljoen km = 4485 miljard km). Dat is dus niet echt voor te stellen en alleen te zien met de allerbeste apparatuur onder de beste omstandigheden. Ook is deze planeet niet altijd te zien. Als je al bedenkt dat 1 rondwenteling om de zon bij Pluto 244 jaar duurt, duurt het dus bij de tiende planeet nog veel langer, tenzij die planeet veel sneller in een baan om de zon gaat dan alle andere bekende planeten in ons zonnestelsel.

De belangrijkste reden waarom ze ernaar gingen zoeken was doordat er afwijkingen werden waargenomen in de baan van Neptunus en Uranus. Eerst dachten ze dat die door Pluto werden veroorzaakt, maar toen bleek al snel dat Pluto daar veel te klein voor was, dus gingen ze een andere verklaring zoeken. De hypothese dat er nog een tiende planeet zou bestaan in ons zonnestelsel gaat terug tot ongeveer de jaren dertig. Deze bestond al voor de ontdekking van de negende planeet (Pluto). Intussen is de baan van Neptunus al beter bekend en zijn er al meerdere verklaringen voor de verstoringen in de banen van Neptunus en Uranus. In 1983 is er 99% van de hemel afgezocht met een infraroodtelescoop en er is toen niks opvallends geregistreerd dat duidde op een eventuele tiende planeet.

Hoofdstuk 3

§1: Kometen

De meeste kometen komen uit de 'Oort-wolk': een gebied aan de rand van het zonnestelsel. Ook achter de baan van Neptunus ligt een kometenwolk: de Kuipergordel. Sommige kometen hebben banen rond de Zon, waarbij ze dicht langs de Zon scheren. Kometen die uit de Oort-wolk komen zijn vaak niet te voorspellen. De meeste draaien in zulke grote banen rond de Zon, dat ze meer eens in de paar honderd jaar te zien zijn. Hierdoor kan het gebeuren dat een komeet zomaar, bij verassing opduikt uit de Oort-wolk, en de Aarde nadert.
De kometen uit de Kuipergordel hebben meestal kortere omlooptijden, en zijn dus beter te voorspellen. De beroemdste komeet is de komeet van Halley, genoemd naar de astronoom Halley, die berekende dat hij eens in de 76 jaar om de Zon draait. Daarom kunnen we vanaf Aarde eens in de 76 jaar de komeet zien. Als kometen door astronomen worden ontdekt, hebben ze vaak nog geen staart, omdat ze nog te ver van de Zon staan.
Ze zijn ze vaak nog te zwak om met het blote oog te kunnen zien. Ze worden dan ook vaak ontdekt met behulp van telescopen. De meeste kometen blijven altijd zo, maar een enkeling komt dicht bij de Zon, krijgt daardoor een staart en wordt zeer helder.
Gemiddeld komt er eens in de 5 jaar een heldere komeet voor.

Samenstelling
De kern of nucleus van een komeet, die wel een ‘vuile sneeuwbal’ word genoemd, is meestal niet groter dan 1 tot 10 km. De komeet Halley, die 8 bij 16 km groot is, is één van de grootste kometen. De vuile sneeuwbal bestaat uit ijs en stof, samengeklonterd tot een soort van poreus gruis. Dat betekent dat het binnenste van de nucleus dus geen harde steenklomp is, maar meer lijkt op een gatenkaas.
Wanneer zo'n vuile sneeuwbal dichter bij de zon komt, begint hij op te warmen. Het ijs dat op de oppervlakte ligt, begint daardoor te sublimeren. Daarbij blijft een dikke laag stof achter die de binnenkant van de komeet helemaal omsluit. Doordat deze begint op te warmen, zal ook hier het ijs sublimeren, tot het genoeg kracht heeft omdoor de stoflaag te breken. Dit doorbreken produceert de ‘jets’ die op sommige foto's te zien zijn.
In de buurt van de komeet bevindt zich de coma, een dichte wolk van gas en stof die zich tot hooguit 1 miljoen kilometer van de nucleus uitstrekt. Deze coma produceert de stofstaart en wordt telkens vernieuwd door verdamping van het oppervlak van de nucleus, wanneer deze dicht in de buurt van de zon komt. Comae ontwikkelen zich pas op ongeveer op het punt waar de temperatuur boven het vriespunt van water komt. Bij één passage nabij de zon verliest een komeet hooguit 0,1 tot 1 % van zijn massa.
Het meest opvallende onderdeel van de komeet is echter zijn de staarten. Een komeet wordt ook een staartster genoemd. Kometen hebben meestal twee staarten. De helderste, witgele staart bestaat uit stof dat het zonlicht reflecteert. De zwakkere, blauwe staart is de plasmastaart, die bestaat uit ionen. De plasmastaart is blauw omdat de koolstofmonoxide-ionen (CO+) onder invloed van het zonlicht zelf licht gaan uitstralen. De stofstaart is meestal dik en gebogen, en wijst niet altijd precies weg van de zon. Zijn richting is afhankelijk van de snelheid van de komeet, de aantrekkingskracht van de zon en de planeten. De plasmastaart staat wel altijd weg van de zon, omdat de deeltjes waaruit hij bestaat elektrisch geladen zijn, en daardoor de invloed van de zonnewind (dat ook elektrisch geladen is) veel sterker voelen. De stofstaart is meestal 1 tot 10 miljoen kilometer lang. Maar de plasmastaart kan ook 100 miljoen kilometer lang zijn.
Kometen worden ook omhuld door een enorme wolk waterstof , die soms vele miljoenen kilometers groot kan zijn. Deze enorme hoeveelheid waterstofatomen is wellicht afkomstig van het verdampte water dat van de nucleus van de komeet afkomstig is. Onder invloed van het UV-licht van de zon wordt dit H2O opgesplitst. Het zuurstofatoom komt terecht in de plasmastaart (CO+).

§2: Asteroïden

Ongeveer 200 jaar geleden zijn wetenschappers op zoek gegaan naar de ‘ontbrekende planeet’ tussen Mars en Jupiter.
Op 1 januari 1801 dacht de Italiaanse astronoom Guiseppe Piazzi deze planeet gevonden te hebben, terwijl hij naar het sterrenbeeld de Stier aan het kijken was. Hij zag namelijk ergens in de ruimte een lichtje dat nog niet op de sterrenkaart stond. Toen hij de volgende avond weer keek, zag hij dat het lichtje zich verplaatst had. Nadat Piazzi deze eventuele planeet 3 weken bestudeerd had, heeft hij de conclusie bestudeerd had, heeft hij de conclusie getrokken dat het de ontbrekende planeet moest zijnen hij noemde haar Ceres.
De ‘planeet’ Ceres, die Piazzi dacht ontdekt te hebben, was echter geen planeet maar de eerste ontdekte asteroïde. Het is niet zo raar dat Ceres als eerst ontdekt is, dit is namelijk ook de grootste asteroïde van de vele die er zijn. Ceres heeft een doorsnede van 913 km.
Wetenschappers hebben hierna in plaats van de door hun verwachte planeet, een eindeloze hoeveelheid steenblokken in de ruimte tussen Mars en Jupiter aangevonden. Deze steenblokken hadden niet hetzelfde formaat. De steenblokken bleken om de zon heen te draaien. Wetenschappers noemden ze asteroïden, wat in het Grieks ‘sterachtigen’ betekent.
Men schat dat er zo’n miljoen asteroïden bestaan. De meeste hiervan zijn echter te klein om vanaf onze aarde waar te nemen. Ze zijn zo klein dat als alle asteroïden zich samen zouden smelten tot één geheel, zou dit geheel nog kleiner zijn dan de maan!
asteroïden botsen vaak op elkaar, waarbij ze vaak in stukken breken of samensmelten. Sommige brokstukken van asteroïden die ontstaan bij zo’n botsing, vallen op aarde neer als meteorieten.
De meeste asteroïden bevinden zich in de zogenaamde asteroïdengordel. Dit is een gebied tussen Mars en Jupiter. Alle asteroïden die zich in deze gordel bevinden, draaiden dezelfde kant op als de planeten en ze doen er 3 tot 6 jaar over om rond de zon te draaien.
Sommige asteroïden draaien buiten de gordel. Deze zijn verdeeld in 2 groepen: de Trojanen en de Amers. De Trojanen draaien in dezelfde baan als Jupiter. De Amers kruist de baan van Mars.
Naast deze 2 groepen zijn er ook nog asteroïden die dichtbij de aarde staan. Deze worden ook wel Apollo’s en Alens genoemd. Gelukkig zijn er hier maar weinig van en valt er slechts een paar asteroïden in de 500.000 jaar op de aarde.

Soorten asteroïden
Er zijn 12 verschillende soorten asteroïden, de 3 meest voorkomende soorten staan hieronder beschreven:
C-type: deze zijn zwart van kleur en bevatten veel koolstof. Het is de meest donkere soort, aangezien de stof koolstof het zonlicht slecht weerkaatst. C-typen asteroïden komen het meeste voor en bevinden zich aan de buitenkant van de asteroïdengordel;
M-type: deze soort bestaat uit nikkel en ijzer en zijn hierdoor zilvergrijs van kleur. Ze zijn de felste asteroïden soort, omdat ze het zonlicht goed kunnen weerkaatsen. Ze komen vooral voor in het midden van de gordel, daarnaast zijn ze ook de minst voorkomende soort van deze 3;
S-type: de s-types bevatten silicaat en zijn roodachtig van kleur. Ze zijn te vinden aan de binnenkant van de gordel.

§3: Meteorieten

Een meteoor is een heldere lichtflits aan de hemel als gevolg van het binnenvallen in de dampkring van een kleine meteoriet. Meteorieten zijn deeltjes van het zonnestelsel die naar de aarde toe vallen. Ze zijn afkomstig van asteroïden, o.a. van 4 Vesta en zijn er ook heel wat afkomstig van kometen. Eén van Martiaanse meteorieten, zou sporen bevatten van vroeger leven op Mars.
Daar tegen over staat dat ze erg op gewone rotsblokken lijken, zijn ze voor de wetenschap van enorm belang. Ze worden dan ook heel nauwkeurig bestudeerd in de laboratoria. Naast de paar kilo maanstenen ons bezorgd door de Apollo en Luna ruimtetuigen, zijn meteorieten de enige fysische voorwerpen afkomstig uit het heelal die wij terugvinden op aarde.

Inslagen

De inslagen op aarde van een meteoriet zijn zeer verschillend. Meteorieten zijn in de tropen gevonden maar ook op de polen. Als een meteoriet een paar honderd meter verder van de ooggetuige inslaat is het meestal zo dat de meteoriet geheel niet gevonden wordt. In onbewoonbare gedeeltes zoals de polen zijn nog geen meteorietinslagen geobserveerd. Het is echter wel zo dat verreweg het grootste deel van de meteorieten in zee terechtkomt of onherbergzame landstreken, zodat er uiteindelijk maar een klein deel overblijft dat eventueel gevonden kan worden.
Er bestaat een theorie dat inslag van meteorieten in het verleden van invloed geweest is op het leven op aarde. De theorie beweert dat nadat er een gigantische meteoriet op de aarde is neergestort, het prehistorische leven is uitgestorven. Alles werd bedekt met een enorme laag stof. Na een tijd van bezinking van het stof is er alleen nog maar puin over met geen leven op aarde. Na deze periode is waarschijnlijk het menselijk leven ontstaan.
In tegenstelling van de gelovigen, die beweren dat het leven door Adam en Eva is geschept, is het menselijk leven door een wetenschappelijk voorwerp tot stand gekomen.

De kans op de ontmoeting met een grote meteoriet is heel klein. Er is namelijk statistisch bewezen dat er eenmaal per eeuw een zeer grote meteoor neerkomt die een krater van minstens tien meter middellijn slaat. Je kunt er niet vanuit gaan wanneer en hoe laat een meteoriet te zien is. Wel is het zo dat er gemiddeld 4 a 5 meteorieten per dag neerstorten. Wanneer er een grote meteoriet neerstort is eigenlijk niet te voorspellen.

Interplanetaire medium

De ruimte tussen de planeten is niet helemaal leeg. Het bevat electromagnetische straling , heet plasma de zonnewind genaamd, microscopische stofdeeltjes en magnetische velden .
Terwijl de straling van de Zon sinds lange tijd bekent is, werden de andere componenten van het interplanetair medium vrij recent ontdekt.

De temperatuur van het interplanetair medium is ongeveer 100.000 graden. De dichtheid is ongeveer 5 deeltjes/cm3 in de buurt van de aarde en neemt af met de afstand tot de zon. De dichtheid is erg variabel en kan zelfs oplopen tot 100 deeltjes/cm3.
Het magnetisch veld in het zonnestelsel is volledig afkomstig van de zon. De interacties tussen de zonnewind en het magnetisch veld zijn erg ingewikkeld. In de buurt van de zon wordt de stroom van de zonnewind bepaald door het magnetisch veld, de stroom van de zonnewind is ingevangen door de magnetische krachtlijnen van de zon. Op sommige plaatsen is het magnetisch veld van de zon open en kan de zonnewind ontsnappen. Verder weg van de zon is het het plasma of de zonnewind die de richting van het magnetisch veld beïnvloed.
Sommige planeten hebben hun eigen magnetische velden. Deze creëren kleinere magnetosferen die in de buurt van de planeten de magnetosfeer van de zon beïnvloeden. Dat van de aarde strekt zich slechts een duizend km uit, maar beschermt ons toch van de heel gevaarlijke effecten van de zonnewind.
Bij de niet-magnetische lichamen, zoals de Maan, raken de hoog energierijke deeltjes van de zonnewind het oppervlak.
De zonnewind creëert een magnetische ruimte van heet plasma rond de zon, de heliosfeer genoemd. De zonnewind kan geladen deeltjes en het magnetisch veld van het interstellair gas ontmoeten. De grens tussen de zonnewind en het interstellair gas noemt men de heliopauze. De juiste plaats van de heliopauze is nog niet gekend.

De hoge energie deeltjes in het interplanetaire medium worden kosmische straling genoemd. Sommigen zijn van de zon afkomstig, de meest energierijke echter komen van ver buiten ons zonnestelsel en worden veroorzaakt door ongekende hevige processen.
De interactie tussen de zonnewind, het magnetisch veld van de aarde en de bovenste lagen van de aardatmosfeer veroorzaken de ‘aurora borealis’ , ook noorderlicht genoemd.

Plan van aanpak
Wat Wanneer Wie Waar
Boeken zoeken Week 20 Beiden Bibliotheek
Internet informatie Week 20 Beiden Thuis
Plan van aanpak Week 20 Beiden In de les
Doel + deelvragen Week 20 Beiden In de les, thuis
Inleiding Week 20 Beiden Thuis
Hoofdstuk 1 Week 21 Beiden Thuis
Hoofdstuk 2 Week 21/22 Beiden Thuis
Hoofdstuk 3 Week 23 Beiden Thuis
Bronnen samenvatten Week 23 Beiden Thuis
Verantwoording Afronding Week 24 Beiden Thuis

Logboek
Wat Wanneer Wie Waar
Boeken zoeken Week 20 Beiden Bibliotheek
Internet informatie Week 20 Beiden Thuis
Plan van aanpak Week 20 Beiden In de les
Doel + deelvragen Week 20 Beiden In de les, thuis
Inleiding Week 20 Beiden Thuis
Hoofdstuk 1 Week 21 Beiden Thuis
Hoofdstuk 2 Week 22/23 Beiden Thuis, op school
Hoofdstuk 3 Week 23/24 Beiden Thuis, op school
Bronnen samenvatten Week 24 Beiden Thuis
Verantwoording + Afronding Week 24 Beiden Thuis

Bronvermelding met verantwoording
Boeken:
- Het heelal onthuld, Pam Spence;
Uit dit boek hebben we informatie gehaald over de roodverschuiving zoals beschreven in hoofdstuk 1. Verder hebben we uit dit boek informatie gehaald over de planeten Mercurius, venus en Mars en de zon. In dit boek stond ook nuttige informatie over hoe het heelal ontstaan is.
- Het heelal, Robin Kerrod;
In dit boek staat nuttige informatie over de opbouw van het heelal. Ook uit dit boek hebben we informatie gehaald over roodverschuiving. In dit boek stond ook de multiversumtheorie beschreven. En ook uit dit boek hebben we informatie gehaald over planeten uit ons zonnestelsel. We hebben uit dit boek ook veel over de zon gehaald.
- Nabije planeten, Robin Kerrod;
Uit dit boek hebben we veel informatie gehaald over Mercurius, Venus en Mars.
- Atlas van de ruimte, Heather Couper;
Uit dit boek hebben we informatie gehaald over de aarde. En ook over de opbouw van het heelal en ons zonnestelsel. In dit boek stond ook veel informatie over ‘de lokale groep’. In dit boek stond ook veel over de zon. Ook hebben we hier wat informatie over kometen uit gehaald.
- Zwarte gaten in het heelal, Mitchell Begelman;
Uit dit boek hebben we informatie gehaald over sterren. Hoe de levensloop van sterren verloopt. En informatie over wat zwarte gaten zijn.
- Evoluerend heelal, Govert Schilling;
Uit dit boek hebben we informatie gehaald over de opbouw van het heelal. Wat er zich allemaal speelt in het heelal en wat er zal gebeuren met het heelal;
- Reis door de ruimte, Mat Drummen.
In dit boek staat veel informatie over het heelal; alle aparte planeten, de oerknal, kometen de Hubble, zwarte gaten en de donkere materie.

Internetsites:
http://home2.scarlet.be/missi12/zonnestelsel/planetenonderdeel.htm#algemeen
Van deze site hebben we veel informatie gehaald over de planeten uit ons zonnestelsel. Zo ook over de tiende planeet.
http://www.infoster.be/negepl/astero.html
Ook van deze site hebben we veel informatie gehaald over de planeten uit ons zonnestelsel. Ook hebben we van deze site veel gehaald voor asteroïden. Ook was op deze site veel informatie over de zon te vinden.
http://nl.wikipedia.org/wiki/Aarde_%28planeet%29
Van deze site hebben we een hoop informatie over de aarde vandaan gehaald.
http://www.intospace.nl
Van deze site hebben informatie gehaald over asteroïden.We hebben hier ook informatie over de oerknal, de sterren en kometen vandaan. En ook weer hiervan hebben we informatie over ons zonnestelsel en de zon gebruikt.
http://www.infoster.be/negepl/
Van deze site hebben we informatie gehaald over een aantal paragraven van hoofdstuk 2 en een paar van hoofdstuk 3.

Samenvatting

Het heelal is vijftien tot twintig miljard jaar geleden d.m.v. (waarschijnlijk) de Oerknal ontstaan. Het heelal is opgebouwd uit zonnestelsels, melkwegstelsels, superclusters, planeten, sterren(stelsels), zwarte gaten enz. .
Ons zonnestelsel bestaat uit de volgende planeten op volgorde van afstand vanaf de zon: Mercurius, Venus, De aarde, Mars, Jupiter, Saturnus, Uranus, Neptunus en Pluto (en dan waarschijnlijk ook nog een 10e planeet).
Claudius Ptolemaeus (87-105n.Chr.) en Copernicus(19 Februari 1473) waren beroemde wetenschappers. Ptolemaeus schreef een belangrijk werk dat een compleet overzicht gaf van de sterrenkunde in de oudheid. Copernicus was de grondlegger van de moderne sterrenkunde.
Onze zon is in feite een ster van gemiddelde grootte. In het centrum van de zon treden kernreacties op waaruit energie vrijkomt in de vorm van (zon)licht en warmte en waarbij vooral de stof Helium wordt gevormd. Ongeveer de helft van de totale waterstof is omgezet in Helium. Dat nam ongeveer 4,5 miljard jaar in beslag. Verwacht wordt dat de zon ongeveer nog 5 miljard jaar blijft schijnen.
Het zichtbare oppervlak van de zon noemen we de fotosfeer. Boven de fotosfeer komen nog de chromosfeer en de corona voor. Die twee zijn alleen zichtbaar bij een totale zonsverduistering. Zonnevlekken zijn plaatsen in de zon waar het wat kouder is dan de rest van het oppervlak van de zon. Dit wordt waarschijnlijk veroorzaakt door magneetvelden die het warmtetransport naar de oppervlakte belemmeren.
Mercurius staat van alle planeten het dichts bij de zon. Doordat hij zo dicht bij de zon staat doet hij er maar 88 dagen over om rond de zon te gaan.
Daarentegen doet Mercurius er 59 dagen over om één volledige draai te maken in tegenstelling tot 1 dag van de aarde. Op Mercurius is geen leven mogelijk omdat het overdag héél erg warm is. En ’s nachts héél koud.
Venus is vernoemd naar de godin van schoonheid en de liefde. Vanaf aarde is Venus zichtbaar met het blote oog. Door een dik wolkendek treedt er een hevig broeikaseffect op waardoor de temperatuur wel kan oplopen tot 480ºC. Op Venus treden windsnelheden op van 100m/s. Op Venus is één dag 117 dagen en Venus draait ook nog eens in tegengestelde richting om haar as.
Aarde is de enige planeet in ons zonnestelsel waar leven kan zijn (en dat ook is).
Op aarde komt ook als enige water in zijn vloeibare vorm voor. De aarde doet er 365 dagen over om één ronde rond de zon te maken. 3,8 miljard jaar geleden ontstond het eerste leven op aarde in de zeeën. De aardkorst (lithosfeer) bestaat uit een aantal bewegende delen of platen, die voortdurend botsen en weer uit elkaar drijven.
Mars is naar de Romeinse god van oorlog vernoemd, omdat de mensen in de oudheid de planeet met zijn rode oppervlak zagen als teken van vuur en bloed.
Mars draait in 687 aardse dagen om de zon. Eén dag op Mars duurt 24 uur en 37 minuten. Een tamelijk opvallend iets van Mars zijn de talloze valleien die vooral op het zuidelijke halfrond te zien zijn. De gemiddelde temperatuur op Mars bedraagt -55ºC. Mars bezit ook 2 kleine maantjes, genaamd Phobos en Deimos.
Jupiter is de grootste planeet van ons zonnestelsel. Jupiter doet er 11,86 jaren over om één keer rond de zon te draaien. Jupiter weegt 318 keer zoveel dan de aarde en de diameter is ook 12 keer groter. Jupiter heeft een relatief lage dichtheid: 1,33 g/cm³.
Saturnus was de god van de landbouw in de Romeinse mythologie. Saturnus heeft het laagste soortelijk gewicht van alle planeten in ons zonnestelsel en lager dan dat van water. De kern bestaat uit ijzer en vloeibaar metallisch waterstof. Saturnus heeft de meeste manen van alle planeten in ons zonnestelsel. Titan is de grootste maan van Saturnus. In diameter is Uranus de derde grootste planeet en de zevende vanaf de zon. Uranus heeft een massa van 8,686 x 1025 kg en een diameter van 51 118 km. Uranus was de eerst planeet die men ontdekte in de moderne tijden. Uranus bestaat voornamelijk uit gesteenten en verschillende vormen van ijs, 15% waterstof en een heel klein beetje helium.
Neptunus is vanaf de zon gezien de achtste planeet van ons zonnestelsel. De eerste waarneming van Neptunus werd in januari 1613 verricht door Galileo Galilei. De kern van Neptunes bestaat uit (gesmolten) metaal en rots en daaromheen bevindt zich een mantel van gesteente, water, ammoniak en methaan. Naar buiten toe wordt de mantel steeds vloeibaarder en gaat uiteindelijk geleidelijk over in de atmosfeer.
Neptunus heeft de hoogste windsnelheden van het zonnestelsel die rond de evenaar kunnen oplopen tot 2000 km/u. Neptunes bezit 13 manen waarvan de grootste Triton heet.
Pluto is op 18 februari 1930 ontdekt door de astronoom Clyde Tombaugh. De naam Pluto is niet geheel willekeurige gekozen, het verwijst ook naar de initialen van Percival Lowell; de astronoom die lange tijd heeft gezocht naar Pluto, maar de planeet nooit heeft kunnen ontdekken. Over de samenstelling van Pluto is vrijwel niets bekend. De meest gangbare theorieën gaan uit van een rotsachtige kern met daaromheen een mantel van bevroren water. Pluto bezit één natuurlijke satelliet genaamd Charon.
De meeste kometen komen uit de 'Oort-wolk': een gebied aan de rand van het zonnestelsel. De kern of nucleus van een komeet, die wel een ‘vuile sneeuwbal’ word genoemd, is meestal niet groter dan 1 tot 10 km. In de buurt van de komeet bevindt zich de coma, een dichte wolk van gas en stof die zich tot hooguit 1 miljoen kilometer van de nucleus uitstrekt. Deze coma produceert de stofstaart en wordt telkens vernieuwd door verdamping van het oppervlak van de nucleus, wanneer deze dicht in de buurt van de zon komt.
Op 1 januari 1801 heeft Guiseppe Piazzi de eerste asteroïde ontdekt. Hij dacht het eerst dat het een planeet was. Maar na 3 weken het bestudeerd te hebben kwam hij erachter dat deze ‘planeet’ zich had verplaatst. Wetenschappers hebben hierna in plaats van de door hun verwachte planeet, een eindeloze hoeveelheid steenblokken in de ruimte tussen Mars en Jupiter aangevonden. Deze steenblokken hadden niet hetzelfde formaat. De steenblokken bleken om de zon heen te draaien. Wetenschappers noemden ze asteroïden, wat in het Grieks ‘sterachtigen’ betekent. Er zijn 3 typen asteroïden : C-type, M-type en het S-type.
Een meteoor is een heldere lichtflits aan de hemel als gevolg van het binnenvallen in de dampkring van een kleine meteoriet. Meteorieten zijn deeltjes van het zonnestelsel die naar de aarde toe vallen. De meesten zijn afkomstig van asteroïden. De inslagen op aarde van een meteoriet zijn zeer verschillend. Meteorieten zijn in de tropen gevonden maar ook op de polen. De ruimte tussen de planeten is niet helemaal leeg. Het bevat elektromagnetische straling, heet plasma de zonnewind genaamd, microscopische stofdeeltjes en magnetische velden. De temperatuur van het interplanetair medium is ongeveer 100.000 graden. De dichtheid is ongeveer 5 deeltjes/cm3 in de buurt van de aarde en neemt sterk af met de afstand tot de zon. De dichtheid is erg variabel en kan zelfs oplopen tot 100 deeltjes/cm3. De hoge energie deeltjes in het interplanetaire medium worden kosmische straling genoemd. De interactie tussen de zonnewind, het magnetisch veld van de aarde en de bovenste lagen van de aardatmosfeer veroorzaken de ‘aurora borealis’, ook noorderlicht genoemd.