Sterrenkunde | Speuren in het grote

Poolshoogte nemen

Noordelijke sterren draaien tegen de wijzers van de klok in, in cirkels om de Poolster (Lat.Polaris). In werkelijkheid draait niet de hemelbol, maar de aarde om haar denkbeeldige as; daardoor zien we de hemellichamen zich in bogen langs de hemel verplaatsen. De Poolster (alpha Ursae Minoris) springt er niet uit door zijn grootte of kleurenrijkdom -eigenlijk is ze een onbeduidende ster- maar door het feit dat ze in het verlengde van de aardas staat. Hierdoor staat voor ons de Poolster 'stil' aan de hemel.

De Poolster behoort tot het sterrenbeeld Kleine Beer (Ursa Minor) en is te vinden met behulp van het sterrenbeeld Grote Beer (Ursa Major). De zeven helderste sterren vormen het steelpannetje. Met behulp van het steelpannetje is de Poolster eenvoudig te vinden (5x de afstand Dubhe - Merak).

Kijk je op onze geografische breedte (52° NB) naar deze ster, dan zie je de Poolster onder een hoek van ook 52° met het horizontale vlak (in de richting naar het noordpunt). De hoek met de horizon waaronder je de ster ziet, is dus eveneens de breedtegraad waarop je je bevindt. Het nemen van de poolshoogte (op het noordelijk halfrond), geeft je informatie over je breedtegraad. De Poolster was, voor de ingebruikneming van onder andere GPS, van groot belang voor astronavigatie: het bepalen van de positie met behulp van hemellichamen.

De Grote Beer lijkt om de Poolster heen te draaien. In de afbeelding hiernaast is de positie van het sterrenbeeld is om de zes uur weergegeven. De Grote Beer behoort tot de circumpolaire sterrenbeelden. Dat betekent dat het een sterrenbeeld is dat altijd boven de horizon te vinden is. In onze streken komt de Grote Beer nooit op en gaat nooit onder.

Gerelateerd

■ Bepalen aardomtrek

■ Coördinaten

■ Debat zonnestelsel

■ Geografische breedte

■ Instaptoets heelal

■ Satellieten

■ Tijdzones

■ Temperatuur planeet

■ Zon, aarde en maan

■ Antwoorden taak

'Het heelal is niet alleen vreemder dan we veronderstellen,
het is vreemder dan we kunnen veronderstellen'

J.B.S. Haldane

Mythisch Orion

Sterrenbeeld Orion

Cassiopeia in 2D en 3D

Afstand tot de sterren | Parallaxmethode

Voor het meten van de afstanden tot de sterren moeten verschillende methodes gebruikt worden, die weer allemaal op elkaar aansluiten. Van de sterren die dichtbij staan kan met behulp van de parallax de afstand bepaald worden. Wanneer de posities van sterren in de zomer met de posities van dezelfde sterren in de winter worden vergeleken, blijkt dat sommige sterren iets verschuiven en opzichte van de sterren op de achtergrond. Door deze verschuiving, de parallaxhoek, te meten kan de afstand tot die ster worden berekend. Hoe kleiner de afstand van een ster is, hoe groter de verschuiving. De parallax is de helft van de afstand waargenomen tussen een ster in een bepaalde tijd van het jaar en dezelfde ster een half jaar later.

Hoewel men er al lang naar gezocht had, werd dit pas in 1838 voor het eerst waargenomen door Friedrich Bessel, een Duits astronoom. Het lukte hem om van ster 61 Cygni (een ster in het sterrenbeeld de Zwaan) de parallax te bepalen. Deze bleek uiterst klein te zijn: 1/12.000 deel van een graad (ofwel een twee eurocent muntstuk op een afstand van tien kilometer). De afstand van de ster die hieruit volgt is ongeveer 100 biljoen kilometer. Ook de parallaxmethode heeft zijn grenzen. Zelfs met de modernste apparatuur kunnen sterren tot op een afstand van maximaal 300 lichtjaar worden bepaald.

Een ster die dichter bij ons staat dan de andere sterren voert een jaarlijkse beweging uit, die het gevolg is van de beweging van de aarde om de zon. De hoek waaronder we deze ster jaarlijks zien bewegen, heet parallax. Omdat de diameter van de aarde bekend is, kunnen we -mits we de parallax kennen- de afstand van de ster tot ons met gewone meetkunde uitrekenen.

In ons Melkwegstelsel, tussen de sterren, bevinden zich zeer ijle gaswolken: interstellair gas. Volgens de zwaartekracht van Newton trekt elk gasdeeltje in zo’n wolk de andere deeltjes in haar omgeving aan. Daardoor trekt een deel van de gaswolk samen tot een gasbol. Doordat de deeltjes van die gasbol steeds dichter bij elkaar komen, gaat haar temperatuur stijgen. Als de temperatuur in het centrum de 10 miljoen graden overschrijdt, ontstaan daar kernreacties (kernfusie). Waterstofdeeltjes worden opgevormd tot heliumdeeltjes. De hierbij geproduceerde energie belet bovendien dat de gasbol verder inkrimpt; een nieuwe ster is geboren. In de zon zal deze omzetting van waterstof zo’n 10 miljard jaar doorgaan. Aangezien onze zon ongeveer 4,5 miljard jaar oud is, zal ze nog 5,5 miljard jaar in deze toestand blijven. Gedurende de hele periode van waterstofomzetting in de kern, is de ster vrij stabiel; haar afmetingen, temperatuur en helderheid variëren nauwelijks.

Op een gegeven moment raakt de waterstofvoorraad in de kern echter uitgeput. De kernreacties zetten zich dan voort in een schil rondom de kern, waar nog voldoende waterstof voorhanden is. Hierdoor gaan de buitenlagen van de ster opzwellen; de ster wordt een rode reus. Ondertussen stijgt de temperatuur in de kern verder tot een waarde van ongeveer 100 miljoen graden. Hierbij ontstaan nieuwe kernreacties waarbij helium wordt omgezet in koolstof. Er volgt dan een zeer onstabiele toestand, waarbij de ster periodiek uitzet en weer inkrimpt. Tot slot worden de buitenlagen van de ster weggeblazen. Deze vormen een zogenaamde planetaire nevel. Deze hele evolutie vergt typisch enkele honderden miljoenen jaren. Wat van de ster overblijft (de kern dus) heeft ondertussen een enorme dichtheid bereikt. Alhoewel deze kern nog steeds een behoorlijk deel van de totale massa van de oorspronkelijke ster bevat, is zij zo sterk samengetrokken dat zij vaak kleiner dan de aarde is geworden. Een dergelijk sterrenrestant noemen we een witte dwerg. Zo’n witte dwerg dooft dan langzaam uit; het duurt nog een goede 10 miljard jaar alvorens het sterrenrestant zo koel geworden is dat we het niet meer kunnen waarnemen.

Sterren kunnen worden ondergebracht in een zogenoemde ‘Hertzsprung-Russeldiagram’. Op de verticale as wordt de lichtkracht (vergeleken met die van de zon) uitgezet, en op de horizontale as de oppervlaktetemperatuur of het spectraaltype. De meeste sterren bevinden zich op de ‘hoodreeks’ (main sequence). In dat stadium zetten ze in hun kern waterstof om tot helium. Lichte sterren zoals de zon evolueren tot rode reuzen en doven vervolgens uit als witte dwergen. Meer massieve sterren evouleren tot superreuzen en exploderen aan het einde van hun leven als supernova.
Klik op de afbeelding voor een grotere versie.

Zware sterren

De evolutie van een ster met een massa van twee tot drie zonmassa’s of meer verloopt veel sneller. Na slechts een half miljard jaar op de hoofdreeks, zwelt de ster op tot een superreus. De temperatuur in het centrum kan oplopen tot enkele miljarden graden, waarbij koolstof wordt omgezet tot zuurstof, magnesium, silicium en tenslotte ijzer. Daarna wordt de ster zeer instabiel. De kern stort in elkaar, terwijl de buitenlagen met explosieve kracht de ruimte worden ingestoten (= materiaal voor een nieuwe ster). Dit fenomeen nemen we van de aarde waar als supernova: door de grote helderheid van de explosie lijkt het alsof er een nieuwe ster aan de hemel verschijnt. De in elkaar gestorte kern vormt een zogenaamde neutronenster. Neutronensterren zijn nog compacte dan witte dwergen. Het restant van een ster met een massa van meer dan acht zonmassa’s kan trouwens zo compact worden dat zelfs licht er niet meer in slaagt aan de zwaartekracht van het object te ontsnappen. Van zo’n sterrenrestant kunnen wij dus niets zien; daarom spreken we van een zwart gat.

PPT | Ons zonnestelsel

wereldbeeld, satellieten, de 8 planeten, dwergplaneet, zon, planetoïde, meteoor, meteoriet, komeet

PPT | Het heelal

poolshoogte, poolster, circumpolair, ster(renbeeld), parallaxmethode, lichtjaar, levensloop van sterren, cosmic voyage