Kijk naar de sterren

Het leven van een ster – Oppepper 30 oktober 22

Sterren worden geboren te midden van turbulente wolken en hun dood kan net zo explosief zijn. Maar hoe leven sterren eigenlijk? Het korte antwoord is: Het hangt af van de grootte van de ster. De hoeveelheid materie (massa) waarmee een ster begint bepaalt het uiteindelijke lot van een ster. Sterren zijn er in verschillende groottes, van slechts 7% van de massa van de zon tot wel 250 zonsmassa’s. Simpel gezegd is een ster een bol van heet gas, maar er gebeurt nogal wat binnen in die bol. Zwaartekracht is de dominante kracht in het heelal en een ster speelt daar nogal mee. Gedurende het grootste deel van zijn leven verkeert een ster in een delicaat uitgebalanceerde toestand waarin de zwaartekracht – die binnen de ster heerst – tegen gehouden wordt door de naar buiten gerichte druk die ontstaat door kernreacties in het centrum van de ster. Deze naar buiten gerichte duw start op het moment dat de ster voldoende waterstofatomen uit zijn omgeving verzameld heeft om deze samen te kunnen drukken tot heliumkernen, wat resulteert in de werkelijke geboorte van de ster en een uitbarsting van energie die de vorm en helderheid van de ster constant houdt.

Van Waterstof Tot Sterrenstof

Nadat alle waterstof in de ster is opgebruikt, begint een onomkeerbaar pad naar zijn ondergang. De ster zal een tijdje helium ‘verbranden’ (fuseren) tot nieuw type atomen: koolstof en zuurstof. De grootste sterren zullen hiermee blijven doorgaan totdat ijzer gemaakt is, maar het is uitstel van executie. Iedere ster volgt dezelfde levenscyclus tot een voorspelbare dood op basis van zijn oorspronkelijke massa. Afhankelijk van de beginmassa eindigt de ster in een andere vorm. Minder massieve sterren, zoals de zon, eindigen als witte dwerg omringd door een verdwijnende nevel, terwijl massieve sterren transformeren tot supernova’s en uiteindelijk neutronensterren of zwarte gaten. Uit het ondertussen uitgeworpen sterrenstof kunnen vervolgens weer nieuwe sterren (en planeten) ontstaan.

Het heeft lang geduurd voordat sterrenkundigen enig idee kregen over de levensloop van sterren. Na de oerknal is het heelal voornamelijk gevuld met de simpelste vorm van materie: waterstof en een beetje helium. De verdeling van de materie is niet overal gelijk. Onder invloed van de aantrekkende zwaartekracht ontstaan verdichtingen (wolken) met verschillende massa. Door het verdichten botsen de deeltjes en wordt de wolk steeds heter en zichtbaar [protoster]. Tenslotte stijgt de temperatuur in het centrum van de wolk zo hoog dat de waterstofatomen zo snel bewegen en elkaar zo vaak tegenkomen dat ze samengedrukt worden tot heliumatomen: een ster is geboren. Dit proces wordt kernfusie genoemd en resulteert in een extra productie van energie. Zo heeft de ster een nieuwe warmtebron gekregen en bovendien weerstaat ze hiermee de zwaartekracht. Het resultaat is dat het verder samentrekken stopt en de ster een vaste afmeting en lichtsterkte krijgt.

Maar, in de loop der tijd raakt de waterstof in de kern van de ster op en stopt het fusieproces. Zodra in het centrum geen brandstof meer is om de zwaartekracht tegen te gaan, zal de kern weer opnieuw samentrekken. De buitenste schil van de ster zal ondertussen uitzetten, omdat er daar nog wat waterstof is die kan fuseren. Het resultaat is dat de ster explosief opzwelt en aan het oppervlak afkoelt. Dat betekent dat voor iemand die vanaf een afstand  naar de ster kijkt de ster helderder wordt en een rodere kleur krijgt: de ster wordt een rode reus. Sterren met een massa groter dan 8 maal de massa van de zon worden zelfs superreuzen. Het omzetten van waterstof in helium duurt ongeveer 90% van de leeftijd van een ster. Hoe de evolutie hierna verder gaat is afhankelijk van de massa die de ster aanvankelijk vanuit zijn omgeving verzameld had voordat de waterstoffusie optrad.

Sterren kleiner dan twee keer de massa van de zon

Voor minder massieve sterren wordt na het stoppen van de heliumproductie, terwijl het oppervlak afkoelt, de kern door het krimpen juist heter. Uiteindelijk wordt in de kern een temperatuur en dichtheid bereikt waarbij kernreacties tussen heliumatomen ontstaan waardoor koolstof en zuurstof gevormd worden en een hoop extra energie. De ster heeft een nieuwe energiebron gekregen die de zwaartekracht kan tegenwerken. Door die nieuwe energie worden de buitenlagen weggeblazen. Veelal wordt dit gezien als schijven/ringen die weggeblazen worden: een uiting van een stervende ster. De resterende kern van de rode reus is nu blootgesteld. Ze krimpt tot een bal van koolstof en zuurstof die een witte dwerg genoemd wordt. Een witte dwerg koelt uiteindelijk af om een donkere sintel te worden ter grootte van de aarde.

Massieve sterren

De evolutie van een massieve ster volgt een iets ander verloop. Wel vindt ook hier de fusie tot koolstof en zuurstof plaats, maar is ze niet het einde. Er vinden opnieuw kernfusieprocessen plaats tot aan de vorming van ijzer. Dan stopt het omdat verdere fusie geen energie meer oplevert. Uiteindelijk wint ook hier de zwaartekracht het van de kernfusie. Dit gaat gepaard met een enorme explosie: supernova.

Een supernova is een van de meest extreme gebeurtenissen die zich in het heelal voordoen. Bij de supernova-explosie worden elementen zwaarden dan ijzer, zoals goud, gevormd en de ruimte ingeblazen. Naarmate de dichtheid in de instortende ijzerkern toeneemt, is er steeds minder ruimte voor de elektronen die door de extreme temperatuur uit de atoomkernen zijn gestript. Deze elektronen moeten wel ergens heen. Ze smelten noodgedwongen samen met de protonen van de atoomkernen en zo veranderen de protonen in neutronen. Een neutronenster is ontstaan: een zeer klein en zwaar object. De typische grootte van zo’n ster is ongeveer 10 km. In sommige gevallen kan de hele ster bij de supernova-explosie betrokken zijn en zijn er helemaal geen overblijfselen. Zeer massieve sterren kunnen een zwart gat achterlaten.

Leeftijd

Sterren die massiever zijn, putten de brandstof die voor hen beschikbaar is veel sneller uit dan kleinere sterren. Terwijl de levensduur van een ster als de zon tien miljard jaar kan naderen, kan een ster met tien keer de massa van de zon minder dan tien miljoen jaar meegaan. Massieve sterren leven snel en sterven jong. De kleinste sterren die minder dan ongeveer 10% van de massa van de zon bezitten, hebben om te beginnen veel minder brandstof; toch kunnen ze honderden miljarden jaren lang van hun waterstofbrandstofvoorraad leven. Maar omdat het heelal slechts 13,8 miljard jaar geleden is gevormd, is er simpelweg niet genoeg tijd geweest voor een kleine ster om al oud te worden. Eén van de oudste sterren die ooit ontdekt is, is de ster Methusalem. De huidige schatting van zijn leeftijd is 12 à 13 miljard jaar. Dat betekent dat dit kleine sterretje zich niet lang na de oerknal gevormd heeft. Maar er zijn ook sterren gevonden die minder dan 500.000 jaar oud zijn en nog in het stadium van beginnende ster (protoster, nog geen waterstoffusie) bevinden.

Het bepalen van de leeftijd van een ster is niet eenvoudig. We hebben niet de tijd en het geduld om al die kernfusieprocessen even rustig- real time – te volgen. Toch menen we een goed beeld te hebben ook al biedt het heelal ons niet meer dan een momentopname. Om de leeftijd te schatten gebruiken astronomen een combinatie van metingen van de massa, de helderheid en de snelheid waarmee de ster door de ruimte beweegt, en computersimulaties om deze te vergelijken met andere sterren. Sterren die zich pas kortgeleden gevormd hebben, hebben zich gevormd uit wolken sterrenstof van eerder overleden sterren. Zo is de samenstelling van de elementen in de atmosfeer van sterren een indicatie voor hoe recent ze ontstaan zijn.

Hubble / James Webb

De komst van ruimtetelescopen zoals de Hubble en James Webb geeft astronomen een waardevol hulpmiddel om de evolutie van sterren in het universum te bestuderen en tegelijkertijd hun begrip op de proef te stellen. In 1996 vonden astronomen bewijs van veel geïsoleerde, schemerige bruine objecten, die onvoldoende massa hadden om kernfusie te starten. Het zijn dus geen sterren, wel hete objecten.  Ze worden bruine dwergen genoemd. Ze zijn doorgaans kleiner dan de zon, maar veel groter dan Jupiter, en sommige lijken op Saturnusmaan Titan.

Onze zon

De zon wordt geclassificeerd als een dwergster. De zon ontwikkelde zich ongeveer 4,6 miljard jaar geleden. Dat betekent zo’n 9 miljard na de oerknal en al nadat enkele generaties sterren gestorven zijn en hun sterrenstof in de ruimte geblazen hadden. De zon en zijn planeten zijn gevormd van sterrenstof van voorgangers. Ons goud is afkomstig van sterren die al eerder ontploft zijn. Immers: bij de oerknal was er alleen waterstof en een beetje helium ontstaan, nog geen zware elementen. Over enkele miljarden jaren zal de zon zijn volgende ontwikkelingsfase ingaan. Het waterstof binnen de zonnekern zal opraken en vervolgens zal de zon in hitte en grootte toenemen (rode reus), en daarbij Venus en Mercurius verzwelgen en de aarde onbewoonbaar maken. Aan het eind van zijn levensloop zal de zon zijn buitenste lagen loslaten en transformeren in een witte dwerg.

Carol van den Wijngaart


Vervolg van Oppepper van 28 augustus 2022, over Andromeda

Bovenstaande afbeelding van het Andromeda-stelsel is in juni genomen vanuit de Sahara in Marokko en is een combinatie van drie achtergrondfoto’s van de nachtelijke sterrenhemel en één voorgrond foto tijdens het invallen van de nacht. Ze zijn allemaal gemaakt met dezelfde camera en vanaf dezelfde locatie en op dezelfde dag. De Sahara is één van de nog weinige gebieden waar lichtvervuiling door gebruik van kunstlicht afwezig is en de sterrenhemel in al zijn glorie tot uiting komt. Langdurige camerabelichtingen kunnen veel vage en interessante details vastleggen. Ons eigen oog en brein zijn een gevoelig instrument waardoor we dit naburige sterrenstelsel van onze Melkweg zonder hulpmiddelen kunnen zien, wel veel vager dan op deze afbeelding. Maar, onze ogen en brein missen de mogelijkheid om het beeld goed te bewaren, hooguit een schimp van herinnering en zo te herkennen als we het weer zien.

M31 bezit een heldergele kern die omgeven wordt door kronkelende donkere stofbanen, door lichtgevende blauwe spiraalarmen waarin zich sterren bevinden, en door helderrode lichtgevende nevels van stof dat door sterren verhit wordt. M110, een satellietstelsel van Andromeda, is ook zichtbaar net boven en links van de kern van M31. De overige objecten zijn sterren in ons eigen Melkweg.

De grootte van het heelal

Honderd jaar geleden werd stevig gedebatteerd wat deze – toen net ontdekte – vage objecten aan de hemel waren. Waren deze “spiraalnevels” gewoon afgelegen gaswolken in ons eigen Melkwegstelsel of waren het “eilanduniversums”, d.w.z. verre sterrenstelsels die vergelijkbaar zijn met onze Melkweg zelf? Deze vraag stond centraal in het Shapley-Curtis-debat van 1920, tussen de astronomen Harlow Shapley en Heber Curtis. Shapley geloofde dat deze vage structuren relatief klein waren en binnen de rand van het Melkwegstelsel lagen (waarvan toen werd gedacht dat het het hele universum was), terwijl Curtis beweerde dat het in feite onafhankelijke sterrenstelsels waren, wat impliceerde dat ze buitengewoon groot en ver weg waren! Later in de jaren twintig toonde Edwin Hubble aan dat Andromeda zich ver buiten de Melkweg bevond waarmee hij bewees dat Curtis gelijk had. Een resultaat dat de rest van het universum veel groter maakte dan velen ooit hadden gedacht.

Hoe ver kun je kijken, als je oog alle soorten straling zou kunnen detecteren?

Alles wat je kunt zien, en alles wat je op dit moment zou kunnen zien, ervan uitgaande dat je ogen alle soorten straling om je heen kan detecteren, wordt het waarneembare universum genoemd. Via instrumenten hebben we de gevoeligheid voor ander licht (andere fotonen) dan het zichtbare licht voor ons toegankelijk gemaakt. Het verste dat we hierdoor nu kunnen ‘zien’ is afkomstig van een tijd die 13,8 miljard jaar geleden is en tot ons komt door de fotonen van de kosmische microgolfachtergrond. Vóór die tijd was het universum heel compact en daardoor ondoorzichtig als dikke mist. Ondoorzichtig betekent dat de fotonen die gevormd werden daar niet ver konden reizen. Ze werden heel kort na hun ontstaan alweer geabsorbeerd door de omringende materie in het vroege hete heelal. Pas toen het heelal uitdijde en daardoor afkoelde loste de mist op en konden de lichtdeeltjes vrij reizen en uiteindelijk ons bereiken. Sommige zwaartekrachtsgolven  en neutrino’s die ons omringen komen van nog eerder, maar we hebben nog niet de technologie om ze goed te detecteren. De getoonde afbeelding is een ‘artist impression’ en illustreert het waarneembare heelal op een steeds compactere schaal naarmate je van het centrum naar de rand gaat. In het centrum staat de zon. Ze wordt omringd door ons zonnestelsel, vervolgens dichtbij staande sterren in onze Melkweg, nabije sterrenstelsels zoals M31, verre sterrenstelsels, langgerekte nevelstructuren van vroege materie en – tenslotte – de kosmische microgolfachtergrond op de buitenrand. De kosmische microgolfachtergrond is het restant van die dikke mist: de restwarmte van het uitdijende heelal

Kosmologen – dat zijn astronomen en fysici die de bouw en de geschiedenis van het heelal bestuderen – gaan er doorgaans van uit dat ons waarneembare universum slechts het nabije deel is van een grotere entiteit die bekend staat als ‘het universum’ waar dezelfde natuurkunde van toepassing is. Er zijn echter verschillende populaire – maar speculatieve – redeneringen die stellen dat ons universum deel uitmaakt van een nog groter multiversum waar andere fysische constanten kunnen gelden, andere natuurkundige wetten van toepassing kunnen zijn en/of hogere dimensies werken. Wanneer je van het centrum naar de rand van de bol die ons omringt gaat is het heel ver weg, en heel lang geleden. Je kan dus naar ergens in het verleden kijken. Het kan ook zijn dat er iemand naar ons staat te kijken. Maar we weten het niet, en dat is misschien maar goed ook voor onze gemoedsrust.

Carol v.d. Wijngaart


Vervolg van Oppepper van 8 augustus 2021

Van meteoroïde via meteoor naar – soms – meteoriet

‘Vallende sterren’ zijn de lichtende sporen die zo nu en dan in een flits aan de sterrenhemel verschijnen. De flitsen hebben echter niets met sterren te maken. Daarvoor staan sterren te ver van ons vandaan. De werkelijke aard is dat het kleine stukjes steen of stof zijn die onze dampkring binnendringen. De deeltjes zijn meestal niet groter dan een zandkorrel of kiezelsteen. Na het binnendringen wordt het deeltje via botsingen met de lucht in de dampkring afgeremd en de hitte die hierbij ontstaat doet het deeltje verdampen. Ook wordt die lucht in de dampkring samengedrukt en verhit. We zien niet het gloeien van het deeltje zelf maar het oplichten van de samengedrukte lucht. Meteoor is de juiste naam voor het lichtspoor dat we zien en het speelt zich 120 tot 80 km boven ons hoofd af. Het deeltje dat aanvankelijk de dampkring binnendringt wordt meteoroïde genoemd. Soms is de meteoroïde zo groot dat ze niet helemaal verdampt en het oppervlak van de aarde bereikt. De brokstukken die we dan vinden worden meteorieten genoemd.
Een bekende meteoriet is de Diepenveen meteoriet. De meteoroïde sloeg rond drie uur in de namiddag van 27 oktober 1873 in bij het Overijsselse Diepenveen. Landwerker Albert Bos en zijn vrouw zagen een oogverblindend licht gevolgd door oorverdovend gesis en een knal. In een 40 centimeter diepe kuil op het land vonden ze de meteoriet die nog warm was. Een heel mooie waarneming die zelden zo gedetailleerd is.

Oorsprong / Radiant

Meteoren lijken als een zwerm allemaal uit hetzelfde punt aan de hemel te komen. Dit komt doordat de stenen en stofdeeltjes – die uiteindelijk de meteoren gaan vormen – zich vaak in “wolken” in het zonnestelsel bevinden. Deze wolken van stof en gruis zijn achtergelaten door kometen tijdens hun tocht langs de zon. Wij zien dan de meteoren wanneer de aarde in zijn jaarlijkse gang om de zon door zo’n wolk beweegt. Net zoals wanneer je met je auto ’s nachts door een zwerm muggen rijdt. In dit geval is de auto de aarde, en de muggen zijn de stofdeeltjes die een komeet achtergelaten heeft. Het punt aan de hemel van waaruit de lichtsporen lijken te komen wordt de radiant genoemd. Het is een perspectivisch verschijnsel. In werkelijkheid komen de meteoroïden langs evenwijdige banen de dampkring binnen.

Niet alleen kometen zijn bronnen voor meteoroïden. Meteoroïden kunnen ook ontstaan zijn door botsingen bij de vorming van de planeten toen het zonnestelsel zich vormde. Meteoroïden zijn daardoor doorgaans oud. De gevonden meteorieten kunnen ons veel vertellen over de samenstelling en het ontstaan van het zonnestelsel. Soms verschijnt er een heel heldere vuurbol. In dat geval hebben we niet met een stofdeeltje te maken maar met een flink brok steen of metaal. Zoals de meteoroïde bij Tsjeljabinsk in 2013 waarvan de omvang op enkele tientallen meters geschat is. De grootte van de meteoroïde die 66 miljoen jaar geleden zorgde voor het uitsterven van o.a. de dinosaurussen wordt geschat op een afmeting van 10 à 15 km, in combinatie met een snelheid van zo’n 64.000 km/uur. Ter vergelijking: het Marsmaantje Phobos is 18 bij 27 km groot.

Naamgeving

Meteorenzwermen ontlenen hun naam aan het sterrenbeeld waarin hun radiant ligt. En zo verschijnen in augustus de Perseïden. De sterren in het sterrenbeeld Perseïden hebben er zelf niets mee te maken, wel het stofspoor van de komeet Swift-Tuttle, waarvan de oudste waarneming stamt uit 69 vChr. En toevallig komt de aarde het stofspoor van deze komeet in augustus tegen wanneer het sterrenbeeld Perseïden ver in de achtergrond staat. De meteorieten die gevonden worden worden vernoemd naar de meest nabije geografische plaats waar ze terecht komen.
Andere bekende zwermen zijn de Leoniden (half november) en de Geminiden (begin december). De Perseïden zijn het bekendst, mede omdat veel mensen in augustus ’s avonds laat buiten zijn en weleens naar boven kijken. (Klassieke) sterrenkunde is een buitensport (bij voorkeur beoefend wanneer het buiten niet te koud is).

Online filmpjes:

Wat is een sterrenstelsel? – vervolg van zondag 11 april

Een sterrenstelsel (Engels: galaxy) is een verzameling van sterren, gas en stof dat door zwaartekracht aan elkaar gebonden is. Uit onderzoek blijkt dat sterrenstelsels zich veelal in groepen organiseren. 30 tot 40 procent van het universum is gevuld met clusters van sterrenstelsels. Doordat de sterrenstelsels materie uit hun omgeving wegzuigen bestaat 60 tot 70 procent van het universum uit enorm uitgestrekte lege ruimtes. Van veel sterrenstelsels denken we dat ze in het centrum een groot zwart gat hebben. Een zwart gat is een plek waar zich veel materie verzameld heeft en waar licht niet uit kan ontsnappen zodat dat gebied voor ons zwart is. Immers: zwart betekent de afwezigheid van licht.

Sterrenstelsels worden op basis van hun vorm ingedeeld in spiraalvormig, elliptisch of onregelmatig. Stelsels worden spiraalstelsel genoemd wanneer er armen ontstaan die een spiraalvorm tonen. Het is de meest voorkomende vorm voor sterrenstelsels. Deze stelsels hebben vaak een ‘balk’ in het centrum en niet een ‘bol’. Elliptische sterrenstelsels hebben eerder een ronde ei-vorm dan de afgeplatte verdeling (spiegelei) van sterren die spiraalstelsels kenmerken, en ze komen meestal voor in rijke clusters (die duizenden leden bevatten) in plaats van in de losse groepen waar spiraalstelsels de voorkeur aan geven. De blauwe gebieden zijn plekken waar nieuwe sterren gevormd zijn, oude sterren en warm stof zijn rood. De meeste sterrenstelsels zijn tussen de 10 miljard en 13,6 miljard jaar oud. Ons universum is ongeveer 13,8 miljard jaar oud, dus de meeste sterrenstelsels hebben zich al gevormd toen het universum nog vrij jong was!

Het Melkwegstelsel

Het sterrenstelsel waar onze zon – en daarmee ook wij op de aarde – zich in bevindt heet het Melkwegstelsel, ook wel kort de Melkweg genoemd. Van opzij gezien ziet het Melkwegstelsel eruit als een schotel met een middellijn van ongeveer 100.000 lichtjaar en een dikte van ‘slechts’ 500 lichtjaar aan de buitenrand, tot 6.000 lichtjaar in het centrum. Een vrij platte schijf, dus. Het aantal sterren in het Melkwegstelsel wordt geschat op 200 tot 600 miljard. Alle sterren die wij aan de hemel zien zijn buren van ons in het Melkwegstelsel. Onze zon ligt op circa 25.000 lichtjaar van het centrum en 85 lichtjaar boven het midden van de schijf. Wij kunnen dus een beetje van boven naar het midden van de schijf kijken. Omdat het aantal sterren daar veel groter is dan elders zien wij daar een melkachtig gebied; sterren waarvan hun licht samenvloeit als druppels melk, en zo is de naam van die band aan de hemel bekend geraakt als ‘de Melkweg’. Het Melkwegstelsel wordt begeleid door een aantal dwergstelsels. De twee bekendste begeleiders werden begin zestiende eeuw al beschreven door de Portugese ontdekkingsreiziger Fernando de Magelhaen; ze worden de Grote en de Kleine Magelhaense Wolk genoemd. Ze staan op ongeveer 180.000 lichtjaar afstand. Vanuit de Tropen en vanaf het zuidelijk halfrond zijn ze op een heldere nacht goed met het blote oog zichtbaar. De sterrenstelsels op de foto van het Leo-triplet zijn veel verder weg liggende buren van het Melkwegstelsel.

Onze dichtstbij staande buur

Het stelsel dat het dichtst bij ons staat is de Andromeda-‘nevel’ (M31) op een afstand van zo’n 2,5 miljoen lichtjaar. Dat is vrij dichtbij en gelet op de bewegingsrichtingen van het Melkwegstelsel en de Andromedanevel liggen die twee op ramkoers voor een botsing over ongeveer 4 miljard jaar. Op een heldere nacht is de Andromedanevel met het blote oog als een wazig vlekje te zien.

Dat hier over een nevel gesproken wordt heeft een historische grond. Toen de Andromedanevel in de achttiende eeuw nader onderzocht werd, had men nog niet zo’n goed beeld van het universum en zijn uitgestrektheid. Men dacht toen dat de Andromedanevel een wolk van gas was en zich bij het gebied aan de hemel bevond dat de Melkweg genoemd werd. Pas later kwam het besef dat deze structuur weleens veel verder van ons kon staan. Wanneer we nu over nevels en groepjes sterren (sterrenhopen) spreken bedoelen we objecten binnen ons eigen Melkwegstelsel, al zetten (oude) namen ons soms op het verkeerde been. Alle sterren en bijna alle nevels en sterrenhopen die we met het blote oog of verrekijker kunnen zien bevinden zich in ons Melkwegstelsel. De correcte naam voor de Andromedanevel is Andromedastelsel. Hij heeft twee kleine dwergstelsels die hem begeleiden: M32 en M110.

Voorbeelden van andere sterrenstelsels

Hieronder een viertal voorbeelden van sterrenstelsels die relatief dichtbij ons staan, tot een afstand van maximaal 35 miljoen lichtjaar. Het stelsel NGC 6744 wordt wel de tweeling van ons Melkwegstelsel genoemd. Wanneer we van een afstand naar ons stelsel zouden kunnen kijken dan zouden we deze structuur zien. M110 is een stelsel met een ellipsachtige vorm en een begeleider van het Andromedastelsel. Het meest fotogenieke stelsel is M74. Een uitzonderlijke cirkelvorm heeft NGC 1269 / NGC 1291.

Historie

De vroegste vermelding van het Andromedastelsel is uit de tiende eeuw nChr. en wordt toegeschreven aan de Perzische astronoom Abd al-Rahman al-Sufie. Hij beschreef hem als een “kleine wolk”, zichtbaar op een maanloze nacht. Sterrenstelsels zijn pas goed ontdekt nadat de telescoop uitgevonden is (begin 17e-eeuw). Daarvoor waren er slechts enkele vage vlekjes met het blote oog zichtbaar. Niet dat door dit nieuwe instrument details duidelijker werden maar het aantal vage vlekjes dat ontdekt werd nam toe. Zo merkte de Franse astronoom Charles Messier tijdens zijn 18e-eeuwse nachtelijke hemelinspecties de aanwezigheid op van meer “vage objecten”. Eigenlijk interesseerde deze objecten hem niet. Hij was namelijk opzoek naar kometen. Kometen verschijnen plotseling en kort en hij wilde niet afgeleid worden door iets dat al bekend was. Hij begon de bekende vage objecten te catalogiseren en dit resulteerde in 1781 in een lijst (bekend als de Messier Catalogus) met 110 objecten en is een van de meest invloedrijke catalogi van ‘Deep Space Objects’. Zo is het Andromedastelsel nummer 31 op zijn lijst: M31. In 1845 publiceerde William Herschel (met hulp van zijn zus Caroline, en zijn zoon John) een lijst met 5000 nevels. [Caroline Herschel (1750 – 1848) is volgens Wiki de eerste vrouw die een salaris ontving als wetenschapper. Over de hoogte wordt niet gerept.] Eind jaren 80 van de 19e eeuw verscheen de ‘New General Catalogue of Nebulae and Clusters of Stars’ (NGC) met 7840 objecten. Later werd deze lijst uitgebreid met nog meer objecten. Uiteraard komen veel stelsels in beide lijsten voor en hebben zo een dubbele nummering, zo is het Andromedastelsel in deze lijst bekend als NGC 224. Soms is hetzelfde stelsel per ongeluk meerdere keren in de lijst opgenomen, zoals met NGC 1269 / NGC 1291 gebeurd is.

Oorspronkelijk werden deze objecten aangezien voor kometen, stof wolken of groepjes sterren in onze directe omgeving en was de Melkweg ons hele universum. Naarmate onze kennis toenam groeide het besef dat het universum wel eens veel groter kon zijn. Veel van de objecten in deze catalogi moesten buiten ons Melkwegstelsel liggen, en niet zo’n klein beetje er buiten. Het besef dat we in een sterrenstelsel leven dat één van de vele stelsels is, is nog maar vrij jong; rond de jaren 30 van de vorige eeuw. Met het gebruik van ruimtevaartuigen, zoals de Hubble Space Telescope, is het aantal stelsels enorm toegenomen en ook de afstand waarover we ze kunnen zien.

M64 / NGC 4826: Het Zwarte Oogstelsel
Het stof geeft aan dat er vrij actieve stervorming plaatsvindt.
Het stelsel bevat twee zones die in tegenovergestelde richting rond de kern roteren.
Het stoffige oog en de bizarre rotatie zijn waarschijnlijk
het resultaat van een miljard jaar oude samensmelting
van twee verschillende sterrenstelsels.

Carol van den Wijngaart

Hoe de afstand van de Aarde tot de Zon gemeten werd.
Vervolg oppepper 7 februari

Sterren en planeten zijn dus heel verschillende soorten hemellichamen. Sterren zijn grote bollen van gloeiend heet gas die zelf licht en warmte produceren. Planeten weerkaatsen slechts het licht van een ster en zo lijkt het of ze schijnen. Aan de sterrenhemel lijken de planeten echter verdacht veel op sterren: heldere lichtpunten aan de donkere nachthemel. Er is wel één belangrijk verschil: de sterren staan heel ver weg en daardoor ten opzichte van elkaar altijd in dezelfde positie (denk aan de sterrenbeelden), maar de planeten verplaatsen zich in de loop van dagen ten opzichte van de sterren. Ze werden door de Grieken om die reden dwaalsterren genoemd. Van het Griekse woord voor dwaalster is ons woord ‘planeet’ afgeleid. Planeten bij een andere ster dan onze zon worden exoplaneten genoemd.

Dat weten we nu!
Hoe is die kennis tot stand gekomen?
Antwoord: door de uitvinding van het schrift, oplettendheid en nieuwsgierigheid. De Babyloniërs (het volk dat leefde in het gebied van het huidige Irak) begonnen een paar duizend jaar geleden simpel met het noteren van wat ze aan de hemel zagen. Zij waren via hun kleitabletten echte boekhouders. Dat vormde een eeuwenlange verzameling van posities van objecten. Later deed nieuwsgierigheid de rest door het zoeken naar verbanden. Dat leverde weer nieuwe vragen op, zoals wat zijn al die lichtpuntjes en wat is bijvoorbeeld hun afstand tot ons.

De Griekse astronoom Aristarchus van Samos is de eerste waarvan bekend is dat iemand de afstand tot de Zon geprobeerd heeft te bepalen. Hij leefde omstreeks 250 voor Christus en gebruikte de fase van de Maan. Tijdens halve maan vormen de drie hemellichamen (Aarde-Maan-Zon) een rechthoekige driehoek. Door vanaf de Aarde de richting te meten waaronder hij de Maan zag rekende hij uit dat de Zon zich 19 keer verder van de Aarde moest bevinden dan de Maan. Omdat de afstand van de Aarde tot de Maan nog niet bekend was wist hij niet hoeveel dat in kilometer (dan wel Griekse stadie) was. Hij vond dus alleen een schatting voor de verhouding van de afstanden. We weten nu dat hij er flink naast zat want de factor is circa 390. Toch is het een belangrijke actie omdat hij nadacht over hoe de hemel eruit zag en hoe er inzicht over afstanden tussen objecten gekregen kon worden.

Nicolaas Copernicus introduceerde circa 1750 jaar later, rond 1500, zijn heliocentrische model van het zonnestelsel; het model waarbij de zon in het centrum staat en de planeten om de zon draaien. Dit model is nog steeds in gebruik. Rond 1610 zette Johannes Kepler de aantekeningen van zijn leermeester Tycho Brahe – ook zo’n data verzamelaar – op papier en ontdekte hij dat er een direct verband bestond tussen de omlooptijd van planeten en hun afstand tot de Zon! Die omlooptijd was makkelijk te bepalen en als we die weten dan is dankzij Kepler ook bekend hoe de verhoudingen van de onderlinge afstanden van de planeten tot Zon zijn. In absolute zin – dus in bijvoorbeeld kilometers – was dit nog een probleem.

Voor dat probleem had Giovanni Cassini een oplossing bedacht. In 1672 gebruikte Cassini een methode om de afstand tot de planeet Mars te bepalen. Hij stuurde zijn collega Jean Richter naar Cayenne in Frans-Guyana terwijl hijzelf in Parijs bleef. Beiden bepaalden op dezelfde dag de positie van Mars ten opzichte van de sterren. Die positie is op die twee plekken iets verschillend omdat de planeet vanuit Parijs en Frans-Guyana op een andere plek ten opzichte van de omringende sterren gezien wordt. Probeer dit maar eens met langs je vinger naar een ver object te kijken, bijv. een schilderij aan de muur of – beter – een lantarenpaal in de verte, en afwisselend met het linker of rechter oog dicht. Je ziet dan de lantaarnpaal ten opzichte van je vinger verspringen. Uit de mate van de verspringing kan de afstand berekend worden. Het ene oog is dan Cassini, het andere Richter.

Deze methode staat bekend als de parallax methode. Met de bekende afstand tussen Parijs en Frans-Guyana konden Cassini en Richter zo de afstand tot Mars berekenen. Dit deden ze nog niet in kilometers maar wel met de straal van de Aarde als maateenheid. Het uitvoeren van de meeting is ingewikkelder dan dat ik hier even via het basisprincipe opschrijf. Omdat in 1672 ondertussen alle verhoudingen van de afstanden van de planeten bekend waren – door Kepler – kon nu de afstand tussen de Aarde en de Zon in een aardse grootheid uitgedrukt worden. De menselijke maat duikt altijd pas aan het einde op. Hij vond dat de afstand tot de Zon 21.700 keer de straal van de Aarde is. Tegenwoordig is die waarde beter bekend: 23.455. Hij zat er dus circa 7 % naast.

Nu, in de tijd van ruimtevaart en radar, zijn er nauwkeurige technieken om de afstand tussen de Aarde en de Zon rechtstreeks te bepalen, en in kilometers. De gemiddelde afstand van de Aarde en de Zon is ongeveer 150 miljoen kilometer. Omdat die grote waarde een onhandig getal is wordt ze afgekort tot AU (Astronomical Unit [in het Nederlands AE, Astronomische Eenheid]). De afstand tussen de Aarde en de Zon is dus kortweg 1 AU. Deze maateenheid zegt ons meer dan al die kilometers wanneer we het hebben over afstanden binnen het zonnestelsel. Wanneer we het over de afstand tussen sterrenstelsels hebben is de AU alweer een onhandige maat. De dichtstbijzijnde ster (Proxima Centauri) staat op 270.000 AU, dan is het lichtjaar handiger. Proxima Centauri staat op 4,3 lichtjaar van ons.
Filmpje over ons zonnestelsel

Vervolg van de Oppepper van 10 januari

Waar komt die kleur vandaan? De kleur van een ster wordt bepaald door de temperatuur aan het oppervlak van de ster. Oppervlak? Heeft een ster een oppervlak? Ja, maar dat is niet een vast oppervlak waarop je kan lopen. Hier wordt het gebied bedoeld van waaruit het licht verstuurd wordt waardoor we de ster zien. Zoals je – misschien – het kleurverloop kent van een spijker die in een vlam verhit wordt, zo geldt dit ook voor de temperatuur van sterren. Wanneer we een spijker verhitten dan zien we die eerst rood opgloeien, vervolgens geel, wit en – als we hem heel heet weten te maken – zelfs blauw worden. Warme objecten zenden licht uit, waarvan de kleur van de temperatuur afhangt. Dit geldt ook voor sterren en zo is een rode ster kouder dan een blauwe ster. (In de fysica heeft rood en blauw dus een heel andere warmte betekenis dan in de emotionele beleving. Bèta’s zijn om die reden anders?) Een warm object – zoals een spijker of een ster – straalt niet één enkele kleur uit maar ook omringende kleuren (denk hierbij aan de regenboog), echter het licht van die omringende kleuren is minder intens. De kleur zegt niet iets over de ouderdom van een ster. Een rode ster kan een jonge ster zijn die net begint of een oude die sterft,  net zoals een spijker die opgewarmd wordt of aan het afkoelen is. En, niet iedere ster wordt een blauwe ster.

Eigenlijk is wit geen kleur omdat er geen specifiek licht voor bestaat. Zo tref je geen wit aan in de regenboog. Sterren die wij als wit zien hebben een temperatuur waarbij het meeste licht uitgestraald wordt bij licht in het groen en net iets minder bij licht van omringende kleuren. Deze mix geeft in onze hersenen een indruk die wij wit noemen. Witte sterren zijn dus eigenlijk groene sterren. Een andere kleur waarvoor geen licht bestaat is zwart. Zwart is namelijk het ontbreken van licht.

De zon straalt het meeste licht uit in het groene gebied van de regenboog. Uit laboratorium proeven hier op aarde weten we dat met het maximum in dit gebied een temperatuur overeenkomt van circa 5200 °C. Onze zon is dus een groene ster die we evenwel niet als wit zien maar vaak als geel! (Sorry voor de verwarring, dingen vertonen zich vaak anders dan ze zijn.) Dat we de zon als geel zien komt doordat een deel van het groene  en blauwe licht door onze atmosfeer verstrooid wordt en ons oog niet bereikt waardoor het accent op geel komt te liggen. Gezien van buiten de aardatmosfeer – door een ruimtevaarder – toont de zon zich wel als een wit object.

Carol vd Wijngaart