1

Sept 2008

HET HEELAL Sterren zijn quasi oneindig in aantal. Sommige zijn ver weg, andere zijn ons heel nabij. Al lijken zij op het eerste gezicht allemaal slechts op puntjes aan de hemel, toch bestaan er veel soorten sterren. Wij zullen hieronder enkele eigenschappen van sterren onderzoeken. Hoe zit het met hun temperatuur? Welke massa hebben zij? Welke diameter hebben zij en hoe ver staan ze van ons verwijderd? Zijn sterren gegroepeerd in grotere entiteiten? Het zijn zovele vragen waarop wij een antwoord zullen zoeken. De moeilijkheid is evenwel dat wij sterren niet kunnen bezoeken om te zien hoe het er eigenlijk aan toe gaat. Astronomie is een van de weinige takken van de wetenschap waarin het studieobject onbereikbaar is. Wij zijn dus aangewezen op waarnemingen en fysische wetten zoals die hier op Aarde bestaan en die wij dan maar extrapoleren naar het immense heelal. Sterren aan de hemel zijn voor mensen evenveel puzzels die zij via omwegen trachten te ontrafelen. 1. Nieuwe afstandsmaten, andere schrijfwijze van getallen. Naar menselijke maatstaven is het Zonnestelsel enorm. Inderdaad Pluto, tot augustus 2006 de verst van de Zon verwijderde planeet, bevindt zich reeds op méér dan 6.000.000.000 km. afstand. Maar, wanneer wij deze afstand vergelijken met deze tot andere sterren of andere verzamelingen van sterren, dan blijkt het Zonnestelsel onbeduidend klein te zijn. Daarom is het nodig om nieuwe afstandseenheden in te voeren.. De maatstaven die wij dagelijks gebruiken om te meten schieten te kort. Meten in kilometers is onmogelijk In de astronomie worden de volgende afstandseenheden gebruikt: - De astronomische eenheid ( A.E.): is een afstand gelijk aan de gemiddelde afstand van de Aarde tot de Zon.

1 A.E. = 150.000.000 km.

- Het lichtjaar ( 1 lj.) : is de afstand die door het licht in één jaar wordt afgelegd. Een lichtjaar is dus gelijk aan : 300.000 km./sec. x 3.600 sec. x 24 u. x 365 dagen = 9.500.000.000.000 km. = 63.000 A.E.

2

- De parsec ( 1 pc.) : is de afstand van waarop men de afstand van de Aarde tot de Zon onder een hoek van 1 boogseconde ziet.

1 pc. = 3.090.000.000.000.000 km. = 3,26 lj. Soms gebruikt men ook de kiloparsec (1 kpc ) en megaparsec (1Mpc). De eerste is gelijk aan duizend pc en de tweede aan 1 miljoen pc. Aangezien men in de astronomie omgaat met zeer grote, of met zeer kleine, getallen is het vaak overzichtelijker om te werken met machten van 10. In dit geval wordt 100 geschreven als 102, 10.000 als 104,

1.000.000 als 106 enz. Men kan deze schrijfwijze ook doortrekken naar getallen die kleiner zijn dan 1. Dan wordt 0,01 geschreven als 10-2 en 0.0001 als 10-4. In plaats van 9.500.000.000.000 km. kan een lichtjaar dus ook geschreven worden als 9,5 . 1012 km en 1 parsec wordt dan 3,09 . 1013 km.

2. Spectrum van een ster. Het enige dat ons van een ster bereikt is het licht. Het is dus normaal dat men in de astronomie dit licht grondig zal bestuderen. Sterrenkundigen ontleden het licht van de sterren in zijn componenten. Dit ontleed licht noemt men het spectrum van het licht. Praktisch gezien bekomt men het spectrum van het licht wanneer men het door een spleetvormig diafragma zendt en de uittredende lichtbundel laat vallen op een prisma. Dan wordt het licht ontleed in zijn verschillende componenten. Sommige van die componenten zien wij als de kleuren van de regenboog, voor andere componenten is ons oog ongevoelig en heeft men apparatuur nodig om ze waar te nemen. Met de verschillende componenten van het licht komen telkens ook verschillende golflengten λ overeen. Men zou dus evengoed kunnen zeggen dat licht ontbonden wordt in energie, die zich onder verschillende golflengten voordoet.

De figuur hiernaast geeft een volledig lichtspectrum met centraal het klein gedeelte ervan dat wij kunnen zien (1 nanometer = 10-9 meter). Dit gedeelte dat wij kunnen “zien” als de verschillende kleuren van de regenboog noemt men soms het optisch venster. Deze kleuren gaan van violet naar rood, wat overeen komt met golflengten gaande

van ongeveer 400 x 10-9 m tot 800 x 10-9 m. Met de kortere golflengten correspondeert violet en met de langere de rode kleuren. Wat buiten het optisch venster ligt noemt men al naargelang van het geval ofwel infrarood licht ofwel ultraviolet licht.

3

De golflengte van een golf is de afstand die door deze golf wordt afgelegd gedurende een volledige beweging. De frequentie f daarentegen is het aantal volledige golfbewegingen die door een lichtstraal per seconde worden afgelegd. In de figuur hiernaast worden twee golven afgebeeld. De frequentie van de ene golf is 2,5 maal groter dan deze van de andere golf. Voor een lichtstraal, die een snelheid c ( = 300.000 km. per seconde) heeft, geldt dus:

λ . f = c In de sterrenkunde zijn de volgende regels van belang - Wanneer licht afkomstig is van een gloeiend, heet vast of vloeibaar voorwerp of van een gas onder hoge druk dan krijgt men als spectrum een continue opeenvolging van kleuren. Men noemt dit een continu spectrum. - Gassen onder lage druk of lagere temperaturen vertonen in het spectrum afzonderlijke heldere

lijnen. Men noemt dit een emissiespectrum. Elk chemisch element heeft zijn eigen emissiespectrum. Dit emissiespectrum is dus een soort identiteitskaart van het gas. De lijnen van waterstof of van helium vertonen dus telkens een ander patroon. - Zo het licht van een lichaam, dat zelf een continu spectrum uitzendt, door een koeler gas wordt gestuurd, dan ontstaan op de plaats waar normaal emissielijnen zouden moeten verschijnen, donkere lijnen. Men noemt deze absorptielijnen.

3. De melkweg. 3.1 Beschrijving. Wanneer wij onder gunstige omstandigheden naar de hemel kijken dan kunnen wij een lichtende wolkenband zien lopen tussen de ons vertrouwde sterrenbeelden. Van op de aarde gezien maakt die lichtende band, ten opzichte van de hemelevenaar, een hoek van 62° maakt De Grieken noemden deze band “galaksia kuklos”; de Romeinen spraken van “via lactea”, benaming die wij dus letterlijk in het Nederlands hebben vertaald.

Wij ervaren deze lichtende band aan de hemel als een ver verwijderd iets maar niets is minder waar want wij maken er integraal deel van uit. Aan de Melkweg zijn tal van legenden verbonden. Volgens één van deze zou de godin Juno, op aandringen van Zeus, aan diens jonge zoon Hercules de borst hebben gegeven. Was Hercules toen reeds zo sterk of was Juno zo

4

vruchtbaar maar de legende vertelt dat melkdruppels alom in het rond vlogen en de myriaden sterren van onze Melkweg vormden. Wanneer wij onze melkweg van opzij bekijken dan heeft deze een platte schijfvormige allure, met een doorsnede van ongeveer 100.000 lj. en een dikte van 3.000 lj.. In het centrum van de schijf is er een verdikking van ca. 10.000 lj., die men de galactische bult noemt. Naar de randen toe neemt het aantal sterren geleidelijk aan af. Zowat 99% van de sterren bevindt zich binnen een afstand van 25 lj. van de galactische schijf. De Zon bevindt zich in deze schijf op ongeveer 27.000 lj. van het centrum. De melkweg wordt omgeven door een halo van bolvormige sterrenhopen, die men ook clusters noemt. Sommige van deze sterrenhopen bevatten enkele honderdtallen sterren maar andere sterrenhopen bevatten soms miljoenen sterren. Deze sterrenhopen brachten ons een heel eind verder om een correct inzicht te verwerven in de vorm van de Melkweg. Ze komen bijna uitsluitend voor in het noordelijk halfrond, hetgeen betekent dat de Zon niet in het midden van de melkweg ligt. Aangezien de meeste van die sterrenhopen zich, willekeurig verspreid, rond de galactische bult bevinden mag men dus aannemen dat het middelpunt van deze sterrenhopen zal samenvallen met het middelpunt van de Melkweg. Welnu al deze sterrenhopen liggen symmetrisch verspreid rond het sterrenbeeld Sagittarius. Het is dus in de richting van dit sterrenbeeld dat men het middelpunt van de Melkweg moet situeren. Bekijkt men de melkweg niet van opzij maar van boven dan ziet men dat deze schijf eigenlijk uit verschillende armen van sterren bestaat. Deze armen bevatten veel heldere sterren. Het zijn vooral deze jonge heldere sterren die de armen van de melkweg verlichten en hem dus zichtbaar maken. De kern van de melkweg daarentegen bevat meer oudere sterren.

Hoeveel sterren telt onze melkweg? Niemand kan het precies zeggen. Uit statistische overwegingen weet men dat het er waarschijnlijk méér dan 200 miljard zijn. In sommige boeken spreekt men zelfs van 300 miljard sterren. Deze zeer uiteenlopende ramingen wijzen op de beperktheid van ons waarnemingsvermogen en van ons menselijk verstand. In die zin is het absoluut aantal sterren van de melkweg voor ons niet eens zo belangrijk. Laat ons gewoon stellen dat de melkweg “een onvoorstelbaar groot” aantal sterren bevat en dat voor veel problemen een statistische aanpak de enig mogelijke benadering is. De wet van de grote getallen is hier dus zeker van toepassing.

ENKELE GEGEVENS OVER DE MELKWEG -Straal van de schijf : 50.000 lichtjaar -Dikte van de schijf : 3000 lichtjaar -Straal van de galactische bult : 12.000 lichtjaar -Totale straal van de halo rond de melkweg : 200.000 lichtjaar -Afstand van de Zon tot het centrum van de melkweg : 27.000 lichtjaar -Tijd voor een volledige rotatie van de Zon in de melkweg : 250.000.000 jaar -Aantal sterren in de melkweg : 200 miljard …of meer -Massa van de melkweg : 210 zonnemassa’s (?)

5

Eén van deze vele sterren van de melkweg is de Zon, die zich aan de binnenkant van een van de armen bevindt. Terecht kan men zich nu afvragen hoe wij dit allemaal kunnen weten. De vorm bepalen van iets waar men zelf deel van uitmaakt is niet gemakkelijk, zeker niet als er enorme afstanden mee gemoeid zijn. Een tweede probleem is nog dat er in de melkweg veel interstellair stof is dat ons zicht beperkt. Men kan onze situatie in de Melkweg vergelijken met een persoon die midden in een bos staat en door de vele bomen, die zijn zicht belemmeren, niet in staat is om de grootte van het bos te bepalen. De kennis die wij over de melkweg hebben is relatief recent. In het midden van de 18de eeuw dachten de astronomen nog dat sterren andere zonnen waren, zonder goed te weten hoe ze ruimtelijk verdeeld waren.

Tot de pioniers om deze ruimtelijke verdeling te bestuderen behoorde W. Herschel (1738-1822). Hij ging er immers van uit, wanneer hij in een bepaalde richting méér sterren zou zien dan in een andere richting, dat dan in deze richting ook de rand er verder afgelegen zou zijn

van de Zon. Hij telde dus in 683 verschillende richtingen aan de hemel het aantal sterren dat hij zag. Helaas, telde Herschel in alle richtingen ongeveer evenveel sterren en daaruit besloot hij dat de Zon centraal moest staan in de sterrenwolk. De figuur hiernaast geeft het beeld weer dat Herschel zich van de melkweg vormde. Eén zaak had Herschel echter over het hoofd gezien. Hij dacht dat de ruimte enkel gevuld was met sterren en voor de rest ongeveer ijl was. Maar de ruimte is, naast sterren, ook nog gevuld met gas en ruimtelijk stof en dat belet ons om met gewone visuele middelen verder te kijken dan enkele kiloparsecs. Dit was ook de reden van het falen van Herschell. Het is pas rond de jaren 1900 dat wij een beter inzicht verkrijgen over de structuur van de melkweg en dit hebben wij vooral te danken aan H. Shapley (1885-1972). De rol die hij gespeeld heeft wordt door velen onderschat. Hij immers zou onze juiste plaats in de melkweg bepalen. Shapley berekende de afstand tot en de richting van verschillende sterrenhopen die zich rond de melkweg bevonden. ( Zie de tekening hieronder). Wanneer hij al deze sterrenhopen in richting en afstand naast elkaar uitzette vond hij dat het middelpunt van al die sterrenhopen in het sterrenbeeld van de Boogschutter gelegen was en aangezien dit centrum, qua afstand, tevens ver van de Zon lag was meteen duidelijk dat de Zon niet in het centrum ervan was gelegen

ZON

Sterrenhopen

Sterrenhopen

6

Het verschil met Herschel was dat Shapley niet doorheen de schijf trachtte te kijken maar wel naar de sterrenhopen die in de halo van de schijf lagen. Een grotere verrassing wachtte ons nog in 1924 toen Hubble (1889-1953), aan de hand van variabele sterren in de Andromeda nevel, ook de afstand van deze nevel kon bepalen. De Andromeda nevel bleek veel verder te liggen dan de rand van onze melkweg. Het was een andere melkweg ! Men had dus niet alleen ontdekt dat wij niet in het centrum van de melkweg lagen maar ook dat er nog andere melkwegstelsels bestonden. Men kan zich uiteindelijk afvragen of deze ontdekking niet even belangrijk is als die van Copernicus, die de Zon in het centrum van het Zonnestelsel had geplaatst! De Andromeda nevel is “slechts” 2.300.000 lj. van ons verwijderd. Ondertussen werden op veel grotere afstanden nog miljoenen andere melkwegstelsels ontdekt. Hoewel ver kijken onmogelijk is toch zijn wij heel wat te weten gekomen over de melkweg en meer speciaal over de spiraal armen ervan. Maar hiervoor moest men wel waarnemingen verrichten in het gebied van het spectrum dat buiten het optisch venster ligt. In dit verband was de ontdekking in 1951 van de zogenaamde 21-cm. lijn in het spectrum van waterstof zeer belangrijk. Hiermee bedoelt men de energie die onder de vorm van fotonen door waterstof in deze golflengte wordt uitgezonden. Belangrijk is nu dat deze fotonen niet worden tegengehouden door het tussenliggend gas. Wij kunnen deze straling dus waarnemen van op de Aarde.

Op deze manier is men ertoe gekomen om verschillende armen in de melkweg te herkennen. Zo heeft men de Perseus-, de Orion-, de Sagittarius- of de Centaurus arm. Onze Zon ligt langs de binnenkant van de Orion arm. Over de oorsprong van de melkweg rijzen nog veel vragen. Men stelt wel vast dat de sterren in de halo van de melkweg doorgaans ouder zijn dan sterren die zich in de schijf van de melkweg bevinden. Oudere sterren herkent men aan het feit dat ze minder metaal bevatten omdat ze gevormd werden bij het ontstaan van de melkweg, toen deze nog praktisch volledig uit waterstof bestond. Men noemt zulke sterren populatie I sterren. Populatie II sterren daarentegen werden later, in volgende

generaties, gevormd toen onze melkweg in zijn medium reeds meer metalen bevatte. Ook de Zon is een populatie II ster. Uit al die waarnemingen veronderstelt men de sleutel gevonden te hebben voor het ontstaan van de melkweg. Vele miljarden jaren geleden zou zich een enorme gaswolk hebben gevormd waarin vooral waterstof aanwezig was. Door de rotatie is deze gaswolk dan afgevlakt tot een schijf. Niet alleen in deze gaswolk maar ook daarbuiten zijn er dan sterren ontstaan. De sterren die buiten de schijf ontstaan zijn hebben rond de gaswolk een halo gevormd van grote en kleine sterrenhopen. De eerst gevormde sterren in deze halo waren door de overvloedige aanwezigheid van waterstof metaal arm. Het zijn de oudste sterren. De sterren die in de melkweg ontstonden hebben , als gevolg van andere omstandigheden, de waterstof vlugger omgezet in andere chemische elementen, ondermeer in metalen. Het is ook in de armen van de melkweg dat de volgende generaties van sterren gevormd werden.

7

3.2. De onmiddellijke omgeving van de Melkweg. In de onmiddellijke omgeving van de Melkweg bevinden zich twee begeleidende sterrenstelsels van onze Melkweg. Het zijn de Grote- en de Kleine Maghellaense Wolk, die op een afstand van respectievelijk 168.000 en 170.000 lj. van ons verwijderd zijn. De Grote Maghellaense Wolk heeft een diameter van ongeveer 26.000 lj.en haar kleine broer een diameter van 16.000 lj. Beide sterrenstelsels, die enkel in het zuidelijk halfrond te zien zijn, hebben een onregelmatige vorm. Ze zijn gewoon geconcentreerde verzamelingen van sterren, die omgeven zijn door een halo en een wolk van waterstof die bijna tot aan onze Melkweg reikt. Beide Maghellaense Wolken bewegen zich naar ons toe en zullen ooit met de Melkweg samensmelten. Maar dit is niet voor nu! En ook niet meer voor ons! De Maghellaense Wolken werden vroeger de Kaapse Wolken genoemd. Het is pas na de tochten van Maghellaen rond de

Kaap de Goede Hoop dat zij hun nieuwe naam kregen. De Andromeda nevel is een ander melkwegstelsel dat veel gelijkenis vertoont met onze eigen Melkweg. De Andromeda galaxie ligt op amper 2.300.000 lichtjaar van ons verwijderd en is aldus het meest dichtbij gelegen volwaardig melkwegstelsel. Het is ook het verst verwijderde object dat wij nog met het blote oog kunnen waarnemen. Ook deze Andromedanevel beweegt zich naar ons toe met een snelheid van zowat 130 km/s. Ooit

zullen ook de Melkweg en de Andromeda melkweg met elkaar in botsing komen. Maar dit zal pas gebeuren nadat onze Zon zelf reeds vele jaren zal zijn uitgeblust. 3.3. De beweging van en in de melkweg. Equatoriale coördinaten.

De vaste sterren die men steeds weer aan dezelfde plaats aan de hemel terug vindt blijken, als men ze lang genoeg waarneemt, eigenlijk niet zo vast te zijn. Maar naar onze maatstaven bewegen ze wel heel traag aan de hemel. De beweging van de sterren aan de hemel betekent dus ook dat de vorm van de ons vertrouwde sterrenbeelden, die samengesteld zijn uit deze bewegende sterren, niet onveranderlijk zijn in de tijd. Men hoeft maar, in de figuur hiernaast, de vorm van de Grote Beer te vergelijken zoals hij er in het verre verleden uitzag, zoals hij er nu uitziet en zoals hij er binnen 200.000 jaar er zal uitzien. De reële beweging ( vs ) van een ster ontbindt men gewoonlijk in twee componenten, met name de eigen beweging ( vt ) enerzijds en de radiale snelheid ( vr ) anderzijds.

3.3.1. De eigen beweging van een ster is de projectie van de beweging van die ster op de

hemelbol. Deze eigen beweging bepaalt men met twee coördinaten. Het meest gebruikt coördinatensysteem is het equatoriaal coördinatensysteem en de twee coördinaten in dit systeem noemt men de rechte klimming en de declinatie. Om deze coördinaten te bepalen moeten wij vooreerst wel een definitie geven

8

van de hemelequator en van het eclipticavlak. . - De hemelequator bekomt men wanneer het ingebeelde vlak door de evenaar van de Aarde doorgetrokken wordt tot aan het hemelgewelf. Op die manier wordt de hemel door de hemelequator dus verdeeld in twee gelijke delen, een noordelijk en een zuidelijk hafrond. - Het eclipticavlak is de schijnbare baan die de Zon jaarlijks rond de Aarde aflegt. Gedurende deze schijnbare beweging rond de Aarde komt de Zon elk jaar eenmaal voor dezelfde vaste sterrenbeelden van de hemel komt te staan. Het eclipica- en het hemelequatorvlak maken ten opzichte van elkaar een hoek van 23,5° en snijden elkaar in twee punten die door de Zon bereikt worden op resp. 21 maart en 21 september. Het eerste punt noemt men het lentepunt en het tweede het herfstpunt.

De declinatie van een ster is nu de loodrecht afstand vanaf de hemelequator tot aan de ster. Die declinatie loopt van 0° tot + 90° ten Noorden van de hemelequator en van 0° tot –90° ten Zuiden van de equator. De rechte klimming van een ster wordt, vertrekkend van het lentepunt, in oostwaartse richting, langs de hemelequator gemeten tot aan de positie van de ster. De rechte klimming van een ster wordt niet in graden maar in uren, minuten en seconden uitgedrukt. Eén uur is dus gelijk aan 15°

op de boog van de hemelequator. 3.3.2. Naast de eigen beweging heeft een ster ook een radiale snelheid. Een ster kan ofwel naar ons toe komen of zich van ons verwijderen. De radiale snelheid is nu juist de snelheid die een ster beschrijft in de richting van onze gezichtslijn. Deze snelheid kan men meten aan de hand van het Dopplerverschijnsel.

Het Dopplerverschijnsel is genoemd naar de Oostenrijkse fysicus Doppler. Het doet zich voor bij golven die door een bewegende bron worden uitgezonden (zie figuur hiernaast). Wanneer een voorwerp, dat trillingen uitzendt, zich met een snelheid v van rechts naar links verplaatst dan zullen de golven voor de waarnemer die zich aan de rechterkant in de figuur bevindt uitgerokken zijn. De golven zullen voor

hem dus een langere golflengte hebben dan dit het geval zou zijn bij een stilstaande bron. Het omgekeerde fenomeen zal zich voordoen mocht het voorwerp zich naar de waarnemer toe bewegen. In dit geval worden de golven samen geduwd en zijn de golflengten dus kleiner. Dit is de reden waarom het geluid van een toetende auto steeds maar hoger gaat klinken wanneer de auto zich naar ons toe beweegt en steeds maar lager als de auto zich van ons verwijdert. Het Dopplerverschijnsel doet zich ook voor bij sterren die zich t.o.v. ons bewegen. Wanneer wij het spectrum van de Zon vergelijken met het spectrum van verder afgelegen sterren dan stellen wij vast dat men grotendeels hetzelfde lijnenpatroon bekomt maar wel met lijnen die iets

9

verschoven zijn. Zijn de lijnen verschoven naar de rode kant, d.i. langere golflengte, dan heeft men een roodverschuiving en dit betekent dat de ster zich van ons verwijdert; zijn ze verschoven naar de blauwe kant, d.i. kortere golflengte, dan spreekt men van een blauwverschuiving en dit betekent dat de ster naar ons toe beweegt. De mate van verschuiving van de lijnen is een maat voor de snelheid waarmee de ster zich naar ons toe of van ons weg beweegt. De eigen beweging samen met de radiale snelheid geven de reële beweging van een ster aan de hemel. 3.3.2 : De beweging van de Zon : De Zon beweegt zich ten opzichte van de sterren in haar buurt met een snelheid van ongeveer 20 km. per seconde naar een wel bepaald punt in de richting van Hercules. Men noemt dit punt het apex. Met een snelheid van 20 km. per seconde betekent dit 4,2 A.E. per jaar. 3.3.3. De rotatie van de melkweg : De melkweg voert rond zijn middelpunt een draaiende beweging uit. Aangezien wij deel uitmaken van de melkweg voeren wij uiteraard ook deze beweging mee uit. Het was de Nederlandse astronoom Kapteyn (1851-1922) die in 1904 voor het eerst deze systematische beweging ontdekte. De omwentelingstijd voor de Zon rond het centrum van de melkweg bedraagt ongeveer 250.000.000 jaar. Deze periode noemt men een kosmisch jaar. Aangezien de Zon op 27.000 lj. van het centrum ligt betekent dit voor ons een snelheid van meer dan 200 km. per seconde. Al naargelang van de positie van de sterren in de melkweg zijn er natuurlijk sterren die vlugger of trager bewegen. Als algemene regel geldt dat sterren die zich verder van het centrum van de melkweg bevinden een kleinere hoeksnelheid hebben dan sterren die zich dichter bij het centrum bevinden. 3.3.4. Een zwart gat in het centrum van de Melkweg. Als men de beweging van objecten bestudeert, die zich dicht bij het centrum van de Melkweg bevinden, dan komt men tot het besluit dat er zich in het centrum van de Melkweg een zeer massief object moet bevinden. Men denkt hierbij in de eerste plaats aan een zwart gat. Dit object zou verschillende miljoenen malen de massa van de Zon hebben en opeengepakt zitten in een gebied dat enkel 0,13 lichtjaar groot is. Bovendien leveren ook waarnemingen in het radio- en röntgenstralengebied het bewijs dat dit klein gebied in het centrum van de melkweg zeer veel energie vrijmaakt. Veel alternatieven voor het zwart gat blijken er dus momenteel niet te zijn. 3.3.5. De Melkweg verandert De Melkweg is geen stabiel geheel. De veranderingen gebeuren wel zeer traag en in de korte tijdspanne van een mensenleven zijn ze moeilijk, soms onmogelijk, te meten. Wel waarneembaar is de differentiële rotatie, waardoor sterren t.o.v van elkaar steeds andere posities innemen. Het is dan ook niet denkbeeldig dat, ten gevolge van deze bewegingen in de Melkweg, sterren met elkaar in botsing komen. Maar deze kans is, gezien de enorme afmetingen, gering. Er was hierboven reeds sprake van sterrenhopen, die zich rond de Melkweg bevinden. Maar ook in de galactische schijf vindt men dergelijke sterrenhopen. Een gekende groep is, bijvoorbeeld,

10

de Hyadengroep. De Hyaden liggen in het sterrenbeeld van de Stier en zijn, op slechts 150 lichtjaren afstand, de meest nabij gelegen sterrengroep. Men denkt dat deze groep sterren ooit uit elkaar zal worden getrokken omdat galactische gravitatie op de sterren, die dicht bij het galactisch centrum liggen, beduidend groter is dan deze op verder gelegen sterren. De zwaartekracht van het eigen centrum zou met andere woorden niet voldoende zijn om de galactische zwaartekracht te overwinnen. Een tegengesteld fenomeen doet zich voor met de Pleiaden. Deze groep, die eveneens in het sterrenbeeld van de Stier ligt, is een van de beter bekende sterrenhopen aan de hemel. Men noemt hem wel eens de Zeven Zusters, een naam afkomstig uit de Griekse mythologie. De Pleiaden zouden, in tegenstelling tot de Hyaden, méér weerstand kunnen bieden aan de galactische zwaartekracht zodat ze uiteindelijk onder invloed van hun eigen zwaartekracht in elkaar zouden klappen. 4. Helderheid van sterren. Wanneer men sterren nauwkeurig observeert dan kan men zien dat ze niet alle even helder zijn. Dit hadden ook de Grieken opgemerkt en Hipparchos (190-120 B.C.) had reeds een systeem opgesteld om op een visuele basis sterren volgens hun helderheid te klasseren. Hij klasseerde ze in 6 categorieën, gaande van 1 tot 6. Hij noemde deze helderheidscategorieën magnetudes. De helderste sterren klasseerde hij in de categorie 1, minder heldere in categorie 2, enz…. Hipparchos hanteerde hierbij de volgende norm: de helderheid van sterren uit een bepaalde categorie was steeds 2,5 maal helderder dan de helderheid van sterren uit een hogere helderheidscategorie. Zo waren, bijvoorbeeld, sterren van de derde magnetude 2,5 keer helderder dan sterren van de vierde magnetude, die op hun beurt 2,5 maal helderder waren dan deze van magnetude 5. Een ster van magnetude 5 was dan ook 2,5 x 2,5 of 2,5 2 keer helderder dan een ster van magnetude 3. 4.1.1. De schijnbare magnetude (m) : in de 19de eeuw was de nood groot om een meer wetenschappelijk gefundeerde benadering te vinden om de helderheid van sterren te meten. Men behield wel, mits enkele aanpassingen, de gedachte die door Hipparchos was ingevoerd: Om zowel zwakkere als meer heldere sterren te kunnen opnemen in de classificatie werden categorieën toegevoegd. Men voerde dus sterren in, zowel van magnetude 7, 8, 9, … als van magnetude 0, -1, -2, …. Er werd ook een kleine rekenkundige aanpassing doorgevoerd in de verhouding tussen de verschillende klassen en wel als volgt. Volgens de methode van Hipparchos was het verschil in helderheid tussen sterren van m = 1 en m = 6 gelijk aan (2,5) 5 = 97,65. In de nieuwe classificatie stelt men dit verschil evenwel gelijk aan 100 zodat het verschil tussen twee helderheidscategorieën nu gelijk wordt aan 100 1/5 = 2,512 i.p.v. 2,5. De limiet om met het menselijk oog waar te nemen ligt bij +6; de limiet voor een binoculair ligt bij +10. Hieronder volgt, ter illustratie, de magnetude m van enkele hemellichamen : - Zon : -26,7 - Volle maan : -12,6

11

- Sirius, de helderste ster aan de hemel : -1,4 - Pluto : +15,1 Uit de bovenstaande tabel blijkt dat de Zon, met een grote negatieve magnetude, een extreem heldere ster is. De reden ligt voor de hand. Deze helderheid is enkel te wijten aan de nabijheid ervan. In realiteit is de Zon een doodgewone ster. Men kan hetzelfde zeggen van Sirius, die ons zo helder schijnt omdat ze dicht bij ons ligt. De magnetude m, zoals men die waarneemt, wordt daarom de schijnbare helderheid genoemd omdat ze eigenlijk niets zegt over de “werkelijke” helderheid van de ster. 4.1.2. De absolute helderheid (M ) : deze geeft een maat voor de werkelijke helderheid van sterren. De absolute helderheid wordt gedefinieerd als de helderheid die een ster zou hebben mocht ze zich op een afstand van 10 pc bevinden. Men kan bewijzen dat tussen m, M en de afstand d de volgende belangrijke relatie geldt: M – m = 5 – 5 log d waarbij log d de logaritme is van de afstand waarop de ster zich bevindt. Deze formule is belangrijk omdat, wanneer men twee van de drie parameters uit de bovenstaande formule kent, men dan ook gemakkelijk de derde kan berekenen. Het is dus, bijvoorbeeld, eenvoudig om, zo men van een ster de schijnbare en de absolute magnetude kent, de afstand tot die ster te berekenen. 5. De verschuivingswet van Wien.

Wien (1864-1928) stelde in 1893 een andere voor de sterrenkunde belangrijke wet op. Hij stelde vast dat, wanneer een zwart lichaam energie uitstraalt, de intensiteit van de uitgezonden straling niet even groot is voor alle kleuren of, wat op hetzelfde neerkomt, voor alle golflengten. Voor elke temperatuur overheerst telkens één welbepaalde kleur. Uit de figuur hiernaast blijkt duidelijk dat:

-wanneer een voorwerp verhit wordt tot een bepaalde temperatuur T, er steeds één welbepaalde kleur of golflengte is waarvoor de straling maximaal is. Die overheersende golflengte λ, stellen wij voor door λmax. - naarmate de absolute temperatuur T hoger is wordt de golflengte λmax, waar dit maximum van de straling zich voordoet, systematisch naar de kortere golflengten verplaatst. Concreet wordt de verschuivingswet van Wien geschreven als volgt : λmax = 2,90 . 10-3 / T

waarbij:- λmax de golflengte voorstelt, in meter uitgedrukt, waar zich de piek van de uitstraling

voordoet

12

- T de absolute temperatuur, in graden Kelvin, voorstelt Voor koude voorwerpen zal λmax buiten het optisch venster in het infrarood gedeelte van het spectrum liggen; voor zeer hete voorwerpen zal λmax in het ultra violet gedeelte liggen Aangezien wij gemakkelijk de dominante golflengte kunnen meten van het licht dat door een ster wordt uitgezonden kunnen wij met de wet van Wien ook de temperatuur van die ster bepalen. De figuur hierboven geeft voor verschillende temperaturen het verloop van de straling die in de verschillende golflengten vrijkomt. Men merkt een duidelijk verschil in de vorm van de temperatuurcurven bij resp. 4.000°, 5270° en 7000° Kelvin. Naarmate de temperatuur hoger is verplaatst het maximum van de curve zich systematisch naar links. Het maximum van de straling van een voorwerp, dat een temperatuur van 7000° K. heeft, ligt dus bijvoorbeeld beduidend méér bij de kortere golflengten dan het maximum van de straling van een voorwerp, met een temperatuur van 5270° K Voor de Zon ligt het maximum van de straling, λmax, in het optisch venster bij 500 nm. Men kan dus op en zeer eenvoudige manier hieruit ook de oppervlakte temperatuur T van de Zon meten : T = (2,9 . 10-3 m.K ) / 500 . 10-5 m = +/- 6000° K De verschuivingswet van Wien kan uiteraard ook in omgekeerde richting worden gebruikt. Uit de temperatuur van een voorwerp is het mogelijk om de waarde van λmax te berekenen. 6. De afstand meten tot een ster. De afstand tot de sterren meten is voor astronomen een belangrijk maar tevens ook moeilijk probleem. Men kan ook niet over het feit heen kijken dat de afstanden tot sterren en melkwegstelsels zeer veel van elkaar kunnen verschillen. Sommige staan relatief dichtbij; andere bevinden zich op enorme afstanden. Niet te verwonderen dat er dan ook verschillende methoden bestaan om de afstand tot sterren te meten en algemeen kan men stellen dat hoe groter de afstand is die moet gemeten worden hoe kleiner de nauwkeurigheid van de methodes en van de bekomen resultaten zal zijn. 6.1 Sterren die zich dichtbij bevinden.

Wanneer het over een ster gaat die dichtbij staat, d.i. tot een afstand van zowat 150 lichtjaren, gaat men over het algemeen de parallax (p) van die ster meten, dit is de hoek die men waarneemt wanneer men de positie van een ster, van op de Aarde, met zes maanden interval meet. Eenmaal de parallax van de ster gekend is kan ook de afstand (d) tot de ster berekend worden. Wanneer men de afstand uitdrukt in lichtjaren en de parallax in boogseconden dan is de relatie tussen parallax en afstand : d = 1 / p De eerste die deze formule toepaste was de Duitse wiskundige W. Bessel (1784-

13

1846). Voor de ster 61 Cygni vond hij een parallax van 1/3 boogseconde. Deze ster staat dus op een afstand van 3 parsec of 9,78 lj. Maar deze methode gaat niet op voor sterren, die veel verder staan dan 150 lj.. Dan wordt de hoek die moet gemeten worden te klein

6.2. Verder gelegen sterren. Voor sterren die verder liggen dan 150 lichtjaar wordt het praktisch onmogelijk om de parallax met een voldoende nauwkeurigheid te bepalen. In vele gevallen maakt men dan gebruik van de belangrijke ontdekking door Henrietta Leavitt van de periode-lichtkracht wet. Leavitt ontdekte in 1924 dat de lichtintensiteit van bepaalde sterren, volgens een zeer regelmatig patroon veranderde.

Naarmate de ster helderder was was ook de periode van de lichtvariatie groter; omgekeerd was de periode korter voor minder heldere sterren. In de figuur hiernaast ziet men hoe de periode van de meer heldere ster (boven) langer is dan de periode van de minder heldere ster (onderaan). De duur van deze lichtcyclus is kon variëren van één tot 70 dagen. De eerste dergelijke ster die Leavitt ontdekte lag in de constellatie Cepheus. Vandaar dat men dergelijke sterren δ-cepheïde sterren noemt.

Leavitt deze ontdekking toen ze verschillende veranderlijke sterren onderzocht in de kleine en de grote Magelhaense Wolk, twee dichtbij gelegen satellietstelsels. Aangezien al die sterren ongeveer even ver lagen ging de periode - lichtkracht wet dus op voor de absolute magnetuden M. De lichtperiode van een Cepheïdester kan met andere woorden gebruikt worden als een maat voor de absolute helderheid (M) van deze ster. Maar aangezien men voor Cepheïdesterren enerzijds de schijnbare magnetude (m) kan meten en anderzijds de absolute magnetude (M) uit de periode-lichtkrachtwet kan bepalen is het ook mogelijk de afstand (d) tot de ster te bepalen met behulp van de formule ( zie bladzijde 11) M – m = 5 – 5 log d Hieronder wordt deze methode weergegeven.

De lichtkracht periode van een cepheïde is te meten

(Via de periode-lichtkrachtwet) )

Bepalen van de absolute helderheid

De schijnbare helderheid meten

Bepalen van de afstand tot de cepheïde

(via relatie afstand-helderheid)

14

Met de periode-lichtkrachtwet kan men de afstand tot veel melkwegstelsels meten. In dit geval zal men in deze melkweg trachten een cepheïde ster te identificeren. Aangezien deze laatste zich in de melkweg bevindt zal de afstand tot de cepheïde ster ook deze zijn tot de melkweg, waartoe de cepheïde behoort. Maar hiermee is de kous nog niet af. Voor sterren die zeer ver weg liggen is ook deze tweede methode niet bruikbaar. Dan zal men zijn toevlucht moeten nemen tot nog andere minder nauwkeurige methoden. Om de afstand tot verre melkwegstelsels of tot clusters van stelsels te bepalen is men soms verplicht om te veronderstellen dat de gemiddelde absolute helderheid van elk melkwegstelsel gelijk moet zijn. Als men dan de schijnbare helderheid van de verschillende stelsels onderling vergelijkt en als men tot één stelsel reeds de afstand kent dan kan men hieruit ook een raming maken van de afstand tot het andere stelsels. 7. Spectaalklassen van sterren. Het Hertzsprung Russell diagramma

Zoals uit de figuur hiernaast blijkt vertonen spectra van sterren verschillende absorptielijnen. Deze absorptielijnen zeggen niet alleen iets over de chemische samenstelling van de ster. De intensiteit van deze lijnen is, naast de wet van Wien, nog

een methode om de temperatuur van de ster te meten. De temperatuur van de sterren variëren aan de oppervlakte van ongeveer 2.000° K tot zowat 40.000° K. Astronomen hebben vergelijkbare spectra van sterren in klassen ondergebracht en er een classificatie van gemaakt ( Zie tabel hieronder). Begin van de jaren 1900 werden de sterren onderverdeeld in zeven klassen, die men de spectraalklassen noemt. Deze klassen zijn de O, B, A, F, G, K, M. De benaming van deze klassen wordt door iedereen vrij gemakkelijk gememoriseerd met het volgend zinnetje: O Be A Fine Girl, K iss Me. De O sterren zijn de warmste, de M sterren de koudste Later werd elke klasse nog verder onderverdeeld in tien subklassen door er telkens een cijfer aan toe te voegen. Zo heeft men bv. spectraalklassen B6, G2, K4, …. De Zon heeft een temperatuur van 5.800 °K. en behoort tot de G2 klasse De bijzonderste eigenschappen van elke categorie worden hieronder beknopt in een tabel weergegeven.

15

Rond de jaren 1910 ontdekten E. Hertzsprung (1873-1967) en H. Russell (1877-1957) dat men een gestructureerde grafiek bekomt wanneer men de sterren klasseert volgens hun absolute magnetude M enerzijds en de boven beschreven spectraalklassen anderzijds. Uiteraard kan men als coördinaten ook de luminositeit L en de absolute temperatuur T gebruiken aangezien al deze grootheden, zoals wij gezien hebben, met elkaar verbonden zijn.

Deze grafiek, die hiernaast wordt afgebeeld, is gekend als het Hertzsprung-Russell diagram en is in elk boek over astronomie te vinden. Zij is immers van groot belang in talloze domeinen van de sterrenkunde. In de grafiek is er in de eerste plaats een duidelijke lijn van sterren te zien die van de linker bovenhoek naar de rechter benedenhoek gaat. Op deze lijn situeren zich ongeveer 90% van de sterren. Deze lijn wordt de hoofdreeks van de grafiek genoemd. In de linker bovenhoek vindt men de hete, blauwe, heldere sterren. Deze lijn gaat dan geleidelijk over naar de koudere, zwakkere, roodachtige sterren in de rechter benedenhoek. Er zijn relatief

minder sterren aanwezig naarmate de temperatuur stijgt. Er zijn dus minder O sterren en meer M sterren.

Spectraalklasse Kleur Temperatuur K Spectaallijnen Voorbeelden O Violet blauw 30.000 – 50.000 Geïoniseerde

atomen vooral van He

Mintaka (δ-Orionis)

B Blauw wit 11.000 – 30.000 Neutrale He; meer H lijnen

Rigel (β-Orionis)

A Wit 7.500 – 11.000 Hoofdzakelijk H lijnen; enkele metaallijnen

Sirius (α-Canis majoris)

F Geel wit 5.900 - 7.500 H lijnen zwak; meer metaallijnen zoals ijzer

Procyon (α-Canis minoris)

G Geel 5.200 – 5.900 Tegelijk geïoniseerde en neutrale metalen; veel Ca-lijnen.

Zon

K Oranje 3.900 – 5.200 Vooral neutrale metalen

Aldebaran (α-Tauri)

M Oranje rood 2.500 – 3.900 Neutraal Ca en banden van Ti oxide

Betelgeuze (α-Orionis)

Het Hertzsprung-Russell diagram

16

In de rechterbovenhoek van de grafiek vindt men een andere belangrijke groep heldere sterren met een lagere temperatuur. Deze sterren moeten bijgevolg zeer grote sterren zijn. Men noemt ze de rode reuzensterren. Reuzensterren hebben een straal die 10 tot 100 maal groter kan zijn dan de straal van de Zon en hun temperaturen variëren van 3.000 ° K tot 20.000 ° K. Voorbeelden van rode reuzen zijn Aldebaran in het sterrenbeeld Taurus en Arcturus in het sterrenbeeld Boötes. Een klein aantal onder de reuzensterren, de koudste onder hen, met temperaturen van 3.000 ° K tot 4.500 ° K, worden de super reuzensterren genoemd. Een super reuzenster is bijvoorbeeld Betelgeuze in het sterrenbeeld Orion. De groep van de reuzensterren maken ongeveer 1% uit van de grafiek. De overblijvende 9% van de sterren uit de grafiek vallen in een andere duidelijk te onderscheiden groep die afgetekend onder de sterren van de hoofdreeks ligt. De sterren van deze groep worden de witte dwergen genoemd. Witte dwergen zijn eigenlijk overblijfselen van sterren die aan het einde van hun bestaan gekomen zijn. Het zijn kleine sterren die amper groter zijn dan de Aarde en enkel met telescopen kunnen waargenomen worden. 8. Speciale sterren en objecten aan de hemel . 8.1 Dubbelsterren .

Aan de hemel ziet men veel sterren die zich paarsgewijze dicht bij elkaar bevinden. Het zijn dubbelsterren. Tot in de achttiende eeuw dacht men dat het hier om toevallige fenomenen ging. Men dacht dat de beide componenten weliswaar vanuit de Aarde in dezelfde richting aan de hemel stonden maar in werkelijkheid toch ver van elkaar waren verwijderd.

In 1800 wees W. Herschel echter op het reële bestaan van dubbelsterren, met andere woorden sterren die ruimtelijk zo dicht staan dat ze op elkaar een wederzijdse aantrekkingskracht uitoefenen.

Men gaat ervan uit dat ongeveer 50% van alle sterren dubbelsterren zijn of deel uitmaken van een meervoudig systeem. Kan men van dubbelsterren, die zich in onze nabijheid bevinden, de hoekafstand tussen de beide componenten meten, dan noemt men ze “visuele dubbelsterren”. Een voorbeeld van een visuele dubbelster is Alcor en Mizar in de Grote Beer. Voor

kleinere systemen of verder afgelegen systemen is het evenwel onmogelijk om deze hoekafstand te meten. Meestal is alleen een punt te zien aan de hemel. Deze dubbelsterren moeten dan op een andere manier worden opgespoord. Men spreekt daarom nog over :

17

- Astrometrische dubbelsterren, zo genoemd omdat ze opgespoord worden met astrometrische methoden: het zijn de dubbelsterren waarbij de begeleider slechts indirect uit de baanstoringen die de hoofdster vertoont kan worden aangetoond. - Spectroscopische dubbelsterren zijn dubbelsterren die men kan identificeren door het spectrum van de ster te bestuderen. Het kan gebeuren dat het spectrum van een ster tegelijk eigenschappen vertoont van sterren van verschillende spectraalklassen. Vertoont het spectrum van een ster, bijvoorbeeld, én waterstof lijnen én titaniumoxide lijnen dan heeft men een dubbelster waarvan één component behoort tot de O klasse en de andere component tot de M klasse. Spectroscopische dubbelsterren verraden zich ook omdat men soms waarneemt dat er zich in het spectrum, als gevolg van het Doppler effect, regelmatig verschuivingen voordoen, met nu eens roodverschuivingen en dan weer blauwverschuivingen.

- Eclipserende dubbelsterren doen zich voor als de twee sterren van het dubbelster systeem zo gericht zijn naar de Aarde dat periodiek een ster voorbij de andere komt en een eclips veroorzaakt. Dubbelsterren kunnen zo dicht bij elkaar staan dat er materie vanuit de ene ster naar de

andere ster wordt aangezogen. Rond het jaar 1800 berekende de Franse mathematicus E. Roche de straal van een gebied rond een hemellichaam, waarin zich geen ander lichaam kan bevinden zonder dat het door enorme getijdenkrachten uiteengerukt wordt. Deze straal noemt men de Roche limiet . Bevindt een ster zich binnen de Roche- limiet dan gaat ze onverbiddelijk haar einde tegemoet.

Een speciaal geval doet zich voor wanneer men een dubbelster heeft waarvan één component een witte dwerg is ( zie links boven). In dit geval kan het gebeuren dat de witte dwerg tijdelijk tot een miljoen keer helderder wordt. Men veronderstelt in dit geval dat de begeleider een rode reus is die zo dicht bij de witte dwerg is gekomen dat deze door zijn zwaartekracht waterstofgas uit die rode reus wegzuigt. Deze compacte gaslaag op de dwerg gaat dan onder invloed van de stijgende druk de temperatuur zo doen oplopen dat er zich, bij temperaturen van om en bij de miljoen graden K, een ontploffing voordoet waarbij heel wat gas in de ruimte wordt geslingerd. Men noemt dit een nova ontploffing.

18

8.2 Neutronensterren. Neutronensterren behoren tot de mysterieuze vele objecten aan de hemel. Ze zijn afkomstig van sterren die een massa hadden van enkele keren de massa van de Zon. Deze sterren exploderen aan het einde van hun normaal bestaan als supernovae sterren en wat overblijft stort dan in elkaar tot een kern die maar een diameter heeft van zowat 20 km. De druk wordt in een dergelijke ster zo hoog dat ze enkel nog uit neutronen kan bestaan. Onder deze omstandigheden zou een voorwerp met de afmetingen van een suikerklontje ongeveer 100 miljoen ton wegen. Neutronensterren werden reeds in 1933, amper een jaar na de ontdekking van het neutron, voorspeld. W. Baade(1893-1960) en F. Zwickly voorspelden dat supernova explosies kunnen leiden tot neutronensterren. In het begin van de jaren zestig behoorden dergelijke voorwerpen nog tot een soort speculatief curiosum aan de hemel. Nu zijn alle astronomen er wel van overtuigd dat neutronensterren bestaan. Hun bestaan kon worden aangetoond door vele doorgedreven waarnemingen te combineren met theoretische aspecten van de fysica. Toen J. Bell (1943-…) in 1967 bepaalde plaatsen aan de hemel onderzocht met radioastronomie ontdekte ze dat vanuit een welbepaald punt aan de hemel op zeer regelmatige wijze “biep” tonen werden ontvangen. Deze tonen hadden een periode van exact 1,3373011 sec. Oorspronkelijk dachten sommigen dat deze signalen afkomstig waren van een of andere buitenaardse beschaving. Daarom ook werden deze geheimzinnige bronnen in het begin aangeduid als LGM bronnen, wat staat voor L ittle Green Men. Maar wanneer gelijkaardige signalen ook vanuit andere plaatsen aan de hemel werden opgevangen, telkens met perioden gelegen tussen 0,2 en 1,5 seconde, werd deze spectaculaire theorie vlug vergeten en begraven. Deze voorwerpen werden uiteindelijk pulsars genoemd, wat een contractie is voor “pulserende sterren”. Pulsars kunnen onmogelijk gewone sterren zijn. Gewone sterren, zelfs witte dwergen, kunnen onmogelijk zo vlug pulserende bewegingen uitvoeren. Een neutronenster is daarentegen, gezien haar kleine afmetingen, wel in staat om tot vele keren per seconde te pulseren. Dus begonnen astronomen er ernstig aan te denken dat pulsars niets anders zijn dan zeer vlug roterende neutronensterren, die, als gevolg van die rotatie, stralingen uitzenden. Wanneer dergelijke stralingen ons bereiken dan ontvangen wij die als een pulsatie, juist zoals zeemannen lichtsignalen ontvangen van een zeetoren. De meeste sterren voeren een draaiende beweging uit. Zo draait de Zon ongeveer eenmaal per maand om haar as. Wanneer nu een roterende ster gaat krimpen dan zal ze automatisch vlugger beginnen draaien, net zoals een ijsschaatser wanneer hij bij het draaien zijn armen intrekt. Maar bij het krimpen van een ster tot dergelijk kleine afmetingen wordt ook het aanwezige magnetisch veld geconcentreerd op een zeer kleine ruimte en dit geconcentreerd magnetisch veld is dan in staat om langs de magnetische polen een deel van de rotatie energie van de neutronenster om te zetten in straling. De term pulsar is eigenlijk een verkeerde benaming. De periodieke signalen zijn immers niet afkomstig van het pulseren van een ster. Ze zijn het gevolg van een snelle rotatie van een neutronenster.

19

Een door astronomen zeer gekende pulsar ligt in het hart van de Krabnevel. Hij stuurt ons stralingen ondermeer in het spectrum van zowel radio-, gamma- als Röntgen golflengte. De Krabnevel is het overschot van een supernova explosie die reeds in het jaar 1054 door Chinezen werd waargenomen

De gemiddelde ouderdom van een pulsar is ongeveer 2.000.000 jaar oud. De oudste pulsar die werd waargenomen zou ongeveer 10.000.000 jaar oud zijn. Men denkt dat boven deze leeftijd een pulsar nog te traag roteert. Het kan ook gebeuren dat de pulsaties op regelmatige tijdstippen verdwijnen. Men vermoedt dat dit te wijten is aan het feit dat de pulsar regelmatig achter een andere gewone ster verdwijnt en dat men hier dus ook een dubbelstersysteem heeft. Zo ziet men dat in

Centaurus X3 de straling om de 2087 dagen gedurende 12 u. uitvalt om daarna opnieuw gewoon te stralen. De zwaartekracht van een neutronenster is zo groot dat de ontsnappingssnelheid ongeveer gelijk is aan de helft van de lichtsnelheid. Wanneer echter de stermassa groter is dan driemaal de massa van de Zon dan wordt de ontsnappingssnelheid groter dan de snelheid van het licht en komt men in een zwart gat. 8.3 Zwarte gaten Hoe weinig mensen ook over sterrenkunde afweten, over zwarte gaten heeft iedereen wel eens gehoord. Ze worden meestal voorgesteld als griezelige voorwerpen in het Heelal, die alles opslorpen en waaruit nooit nog iets te voorschijn komt. Het bestaan van zwarte gaten is niet alleen intrigerend, ze zijn ook heel boeiend en hebben een belangrijke rol gespeeld in de evolutiegeschiedenis van ons Heelal. Meer dan waarschijnlijk is er ook in het centrum van onze melkweg een groot zwart gat. De snelheden zijn er immers zo groot dat er zeker een zeer massief iets moet aanwezig zijn om alles bijeen te kunnen houden. Men denkt dat dit zwart gat een massa heeft van verschillende miljoenen malen de Zonnemassa en dat opeengepakt zou zitten in een klein gebied van niet meer dan 0,13 lichtjaar. Zwarte gaten ontstaan als gevolg van de werking van de zwaartekracht. Elk lichaam in het Heelal is onderhevig aan zwaartekracht. Het is deze kracht die er op Aarde, bijvoorbeeld, voor zorgt dat wij telkens terug op de oppervlakte van de Aarde vallen. Om aan de zwaartekracht van de Aarde te ontsnappen heeft men een snelheid nodig van ruim 11 km. per seconde. Deze snelheid wordt heel toepasselijk de ontsnappingssnelheid genoemd. Dit is dus de minimum snelheid die een ruimtevaartuig moet hebben om van de Aarde weg te kunnen vliegen. Op de Zon, die veel groter is dan de Aarde, is de ontsnappingssnelheid reeds 617 km. per seconde. Nu kan het gebeuren dat de dichtheid van sommige hemelvoorwerpen zó groot is dat de ontsnappingssnelheid er groter is dan de lichtsnelheid ( 300.000 km/sec.). Zelfs het licht kan in dergelijke gevallen niet meer aan de zwaartekracht van de ster ontsnappen. Men heeft dan te doen met een zwart gat. Men kan het fenomeen beschrijven als een grote, hete draaikolk, die, onder invloed van de zwaartekracht, alles om zich heen in een spiraalvorm naar de kern opslokt. Terwijl dit gebeurt wordt de aangetrokken materie steeds heter en zendt hierdoor röntgenstraling uit. Een zwart gat

20

is dus in staat om ons gans Zonnestelsel in een mum van tijd op te slorpen en te herleiden tot een punt met een oneindig grote dichtheid. In dit centrum, dat men een singulariteit noemt, is de ruimte-tijd oneindig gekromd. Daar gelden trouwens andere wetten dan degene die wij kennen. Welke juist deze wetten zijn weten wij niet. Wat er in een zwart gat gebeurt zou men kunnen vergelijken met kleine kruimels in een gootsteen. Als je de stop uit de gootsteen trekt dan beginnen de kruimels, naarmate ze dichter bij het putje komen, steeds sneller te draaien tot ze uiteindelijk in de gootsteen verdwijnen. Het enige verschil met een zwart gat - maar het is wel een verschil van formaat - is dat je, voor de draaikolk in de gootsteen, weet dat de afvoer de kruimels naar de riolering leidt. Niemand weet echter wat er met de materie gebeurt die in een zwart gat verdwijnt. Maar als een zwart gat geen licht uitstuurt, hoe kunnen wij het dan “zien”? Dit gebeurt onrechtstreeks. Wij kunnen immers de energierijke röntgenstraling, die uitgestraald wordt naarmate de materie dichter bij het zwart gat komt, wel waarnemen. Door die straling nauwkeurig te onderzoeken kunnen sterrenkundigen dan afleiden hoe zwaar het object is waar het gas naartoe valt. Op deze manier zijn langs indirecte weg al heel wat zwarte gaten ontdekt. Enkele jaren geleden kwam Hawkings ook met een theorie voor de dag waarin hij aantoonde dat een zwart gat op lange termijn zelfs kan verdampen. Wat zou er nu gebeuren mochten wij recht naar een zwart gat vliegen? Natuurlijk zal, naarmate wij dichter in de buurt van het zwart gat komen, de zwaartekracht zich meer en meer laten voelen. Wij zullen dus sneller en sneller vallen. Wanneer wij echt het zwart gat dichtbij gekomen zijn zullen onze voeten, die zich dichter bij het zwart gat bevinden dan ons hoofd, een grotere aantrekkingskracht ondervinden. Dat verschil in aantrekkingskracht zal zo groot worden dat wij er als een lange spaghetti zullen gaan uitzien. Uiteindelijk zullen de atomen van ons lichaam uit elkaar zullen worden gerukt en zullen wij met een onvoorstelbare snelheid van 300.000 km. per seconde in het zwart gat verdwijnen… om er nooit meer uit te voorschijn te komen. Zwarte gaten komen in het Heelal veelvuldig voor. Er zijn vermoedens dat men zwarte gaten aantreft in het centrum van elk melkwegstelsel. Deze zwarte gaten zouden miljoenen of zelfs miljarden malen zwaarder zijn dan de Zon. Naast grote zwarte gaten in het centrum van melkwegstelsels zouden er ook op andere plaatsen nog kleinere zwarte gaten bestaan. Men heeft zelfs zwarte gaten ontdekt die deel uitmaken van een dubbelster systeem.. De ene ster van het systeem zou zich in dit geval als een zwart gat gedragen en materie uit de andere ster opzuigen. De ontstaansgeschiedenis van zwarte gaten gaat eigenlijk terug tot in de 18de eeuw. Reeds in 1783 redeneerde de Franse sterrenkundige Pierre de Laplace dat er in het heelal misschien sterren zouden kunnen bestaan die heel zwaar en heel klein zijn. Hun ontsnappingssnelheid zou in sommige gevallen zo groot zijn dat zelfs het licht er niet uit zou kunnen ontsnappen. In de tijd van Laplace dachten fysici, onder invloed van Newton, dat het licht een zuiver corpusculair karakter had. Zeer terecht combineerde Laplace dit corpusculair karakter van licht met de zwaartekrachttheorie, die eveneens door Newton was opgesteld. Eigenlijk beschreef Laplace, zonder het te weten, het fenomeen dat wij nu de zwarte gaten noemen. Voor een meer wetenschappelijke benadering van zwarte gaten zou men echter tot in 1916 moeten wachten. In dit jaar publiceerde Einstein zijn algemene relativiteitstheorie. Deze theorie beschrijft aan de hand van ingewikkelde vergelijkingen hoe massa een kromming veroorzaakt

21

van de ruimte-tijd. Er zouden volgens deze theorie in het heelal plaatsen kunnen bestaan waar de massa zo groot is dat de kromming die zij veroorzaakt quasi oneindig is. De vergelijkingen die Einstein opstelde om zijn theorie te behandelen zijn wel zeer moeilijk om mee te rekenen. De Duitser Karl Schwarzschild was een van de allereerste die concrete oplossingen voorstelde voor de vergelijkingen van Einstein. Deze jonge fysicus was in 1916 als soldaat aan het Russisch front. Daar trachtte hij na te gaan wat de consequenties van de algemene relativiteitstheorie waren voor het zwaartekrachtveld van de sterren. Hij schreef hierover twee teksten en stuurde die op naar Einstein. In deze teksten beschreef hij wat er volgens de algemene relativiteitstheorie moet gebeuren in de kern van niet geladen sferische sterren, die een extreem grote hoeveelheid massa bevatten en niet roteren om een as. Op grond van Einsteins vergelijkingen berekende hij ook een kritische straal, waaronder men onherroepelijk aangezogen wordt naar de singulariteit, het punt waar de massadichtheid oneindig wordt. Deze straal krijgt de zeer originele naam van “de gebeurtenissen horizon”. Inderdaad eens de oppervlakte voorbij die door deze straal wordt bepaald, hebben gebeurtenissen een volledig andere betekenis. Enkele maanden nadat hij zijn teksten naar Einstein had opgestuurd werd Schwarzschild ziek aan het front en overleed er. In het begin was niemand begaan met zijn visie. Einstein zelf heeft de teksten van Schwarzschild ontvangen en, alhoewel zijn algemene relativiteitstheorie het bestaan van zwarte gaten perfect kon verklaren, heeft hijzelf, noch de meeste van zijn tijdgenoten, nooit hun bestaan willen aanvaarden. Het is pas in 1939 dat Oppenheimer en Snijder het gedachtegoed van Schwarzschild ernstig zouden onderzoeken. In 1971 zou ook Wheeler, een hoogleraar fysica, aantonen dat er in het heelal indrukwekkende massa’s materie konden aanwezig zijn waarnaar alles naartoe wordt gezogen en waaruit niets kan ontsnappen. John Wheeler, noemde voor het eerst zo’n plek in het Heelal een “zwart gat”, de naam die wij vandaag nog gebruiken. Voordien gebruikte men soms de term “bevroren sterren”, omdat sterren die in het duister van een zwart gat verdwenen als het ware bevroren werden voor het gezicht. De naam zwart gat heeft het uiteindelijk gehaald en wordt nu algemeen gebruikt. Men moet toegeven dat men nog maar weinig over zwarte gaten weet en er zal zeker nog veel onderzoek moeten worden uitgevoerd voordat men zwarte gaten ten volle begrijpt. 9. De levensloop van een ster .

Sterren worden geboren, sterren verdwijnen. Zij ontstaan wanneer ergens in de ruimte een massa gas, vooral waterstof, samenklontert tot een bol en dat door de druk van het gas in het centrum van die bol nucleaire reacties ontstaan. Bij die nucleaire reacties wordt de waterstof omgezet in helium. Men heeft dan een ster die licht uitstraalt. Aangezien een ster straalt verbruikt ze ook energie. Volgens de formule die van Einstein ( E = mc2 )

22

verliest de ster dus ook massa. Een ster brandt dus op. Zo zet de Zon per seconde 700.000.000 ton waterstof om in helium en verliest hierbij ook per seconde 4.000.000 ton materie. Een ster kan dus niet eeuwig blijven bestaan. Deze fase neemt ongeveer 90% van de ganse levensduur van de ster in beslag. Dan bevindt de ster zich in de hoofdreeks van het Hertzsprung-Russell diagram, dit is de diagonaal die van de linkerbovenhoek naar de rechterbenedenhoek van de grafiek gaat. Sterren die zich op deze diagonaal bevinden zitten in de hoofdfase van hun leven. Ook onze Zon bevindt zich momenteel in die fase. ( Zie figuur blz. 16) Om nucleaire reacties op gang te brengen moet de massa van het gas wel minstens 2,3 % van de zonnemassa bedragen. Onder deze massa kan er geen nucleaire reactie op gang komen. Wanneer de waterstof opgebrand is belandt de ster in een nieuwe fase van haar bestaan. Haar

einde nadert onherroepelijk. De energieproductie in de kern dooft nu uit en de fusie van waterstof tot helium kan enkel nog voortgezet worden in een schil rond de kern. Een gevolg van het verschuiven van de locatie waar de energie wordt opgewekt is dat de ster als geheel begint op te zwellen en dat de temperatuur aan het oppervlak van de ster daalt. De ster wordt dan al naargelang haar grootte een rode reus of een rode superreus. Ze verlaat dan de hoofddiagonaal van het Hertzsprung-Russell diagram om een plaats in te nemen in de rechter bovenhoek ervan. Als de zon over vijf miljard jaar in deze fase terechtkomt en een reus wordt zal ze zodanig opzwellen dat ze praktisch tot aan de Aarde zal reiken.

Tijdens die rode reuzen fase valt de activiteit in de kern van de ster echter niet volledig stil. De uitgedoofde kern trekt verder samen waardoor de in overvloed aanwezige helium verder kan fuseren tot koolstof.

Wat er daarna nog zal gebeuren hangt nu af van de massa van de ster:

-Lichtere sterren, die een massa hebben van minder dan acht maal de massa van de Zon, stoten aan het eind van hun rode reuzen stadium hun buitenste lagen af. Dit uitgestoten gas zal dan gedurende een korte tijd, iets meer dan 50.000 jaar, gezien worden als een planetaire nevel. Planetaire nevels zijn dus gewoon gaswolken die schitterend oplichten aan de hemel. Ze danken hun benaming aan het feit dat ze door de vroegste telescopen kleine bolletjes bleken te zijn net als de planeten. Ze hebben echter niets met planeten van doen.

In het centrum van deze nevel blijft de uitgedoofde restant van de ster achter, die wij een witte dwergster noemen. Witte dwergen geven zo weinig licht dat ze met het blote oog niet waarneembaar zijn.

- In sterren, die een massa hebben die méér dan acht maal de massa van de Zon bedraagt, zullen er daarentegen nu andere fasen van kernverbranding beginnen. Na de vorming van koolstof, trekt de kern van de ster verder samen en wordt dus nog heter. De koolstof wordt hierdoor verder

23

omgezet in nog zwaardere chemische elementen, tot er uiteindelijk ijzer wordt gemaakt. Omheen de ster treft men dan schillen aan met steeds maar lichtere elementen en alleen in de buitenste laag vindt men nog waterstof.

Omdat ijzer fuseren tot nog zwaardere elementen geen energie oplevert, maar juist energie kost, stopt bij ijzer de verbranding. De kern kan nu de druk van de buitenste lagen niet langer weerstaan en de zwaartekracht krijgt de overhand. Het gevolg is dat de kern instort. Ook de buitenste lagen van de ster storten naar het centrum en “botsen” met een enorme schok tegen de kern en dit laatste

veroorzaakt op zijn beurt een enorme explosie waardoor de buitenste lagen van de ster met enorme snelheid worden weggeblazen. Dit is nu een supernova explosie. Bij supernova-explosies worden enorme hoeveelheden materie van de ster in het interstellair medium weggeblazen. Bij deze ontploffingen van supernovae kunnen ook elementen ontstaan die zwaarder zijn dan ijzer. Ook die elementen worden net als de andere in de ruimte uitgestoten. Het is uit deze elementen dat later nieuwe sterren zullen gevormd worden. In die zin zijn ook wij dus gemaakt uit stof afkomstig van vroegere sterren.

Na een supernova explosie blijft er van de oorspronkelijke ster nog enkel een kern over. Al naargelang de grootte van die massa kunnen zich nu verschillende scenario’s voordoen. Is de kern van de ster kleiner dan drie maal de massa van de Zon dan wordt ze een neutronenster. Neutronensterren, waarover reeds sprake was onder punt 8.2, zijn zo klein en kunnen daardoor met enorme snelheden rond hun as draaien. Men spreekt dan van pulsars, wat een afkorting is van pulsating stars.

Is de dichtheid van deze sterrestanten groter dan driemaal de massa van de zon dan neemt de zwaartekracht van in de ster dergelijke proporties aan dat zelfs het licht niet meer in staat is om deze te overwinnen. Het licht is dus net zoals alle andere materie niet in staat om zich uit die aantrekkingskracht vrij te maken. Men heeft dan te doen met een zwart gat (zie punt 8.3).

Supernovae spelen dus een zeer belangrijke rol in het groot recycleringsprogramma van het heelal. Supernovae verspreiden met andere woorden vers gesynthetiseerd materiaal in hun interstellaire omgeving. Het is dan uit deze materie dat er nieuwe generaties van “verrijkte” sterren zullen ontstaan. De elementen die wij hier op aarde vinden, ook degene die de mensen maken, zijn op deze manier ook afkomstig zijn van vroegere explosies in sterren van andere generaties. Deze bevruchting met zware elementen vanuit de ruimte is in ons zonnestelsel en meer speciaal op de aarde voldoende geweest om leven te laten ontstaan. Wij zijn er dus, in de letterlijke betekenis van het woord, gebouwd uit stof van sterren van vroegere generaties. 10. Classificatie en groepen van melkwegstelsels . Onze melkweg is een groepering van meer dan 200 miljard sterren die door de zwaartekracht worden samengehouden. Er zijn in het waarneembare universum miljarden dergelijke sterrenstelsels terug te vinden. Deze verschillen niet alleen in grootte en aantal sterren maar ook in vorm en structuur. Sommige grote stelsels kunnen tot een biljoen aantal sterren bevatten. Het aantal sterren in het sterrenstelsel M 87 (d.i. object 87 in de catalogus van Messier) wordt op ruim 3 biljoen geschat, ruim tienmaal méér dan onze eigen melkweg.

24

In 1926, toen er reeds heel wat melkwegstelsels waren ontdekt, stelde E. Hubble voor deze stelsels een classificatie op die nog altijd wordt gebruikt. In functie van de vorm van het stelsel onderscheidde hij vier groepen, elliptische stelsels, spiraalstelsels, balkspiraalstelsels en

onregelmatige stelsels. -Elliptische stelsels : deze sterrenstelsels worden aangeduid door de letter E. Ze zijn ellipsvormig en vertonen noch een centrale verdikking noch spiraalarmen. Elliptische stelsels zijn doorgaans kleiner dan andere sterrenstelsels en hebben ook een kleinere rotatiebeweging. Een voorbeeld van een elliptisch stelsel is de sterrennevel M32, d.i. de nevel die zich in de nabijheid van de Andromedanevel bevindt. -Spiraalstelsels : dit zijn schijfvormige sterrenstelsels met een centrale verdikking van waaruit spiraalarmen vertrekken die zich omheen het stelsel draaien. Ze worden aangeduid door de letter S. Bij spiraalstelsels zijn de spiraalarmen vanuit het centrum opgerold rond de kern. Spiraalstelsels worden op hun beurt verder onderverdeeld in subklassen a, b en c. Deze indeling is gebaseerd op de uiterlijke vorm van de stelsels, met name hoe nauw de spiraalarmen zijn opgerold en wat de relatieve grootte is van de kern. Onze eigen Melkweg is een spiraalstelsel van het type Sb. Een mooi voorbeeld van spiraalstelsel is de Andromednevel ( M 31)

-Balkspiraalstelsels : zijn spiraalvormige sterrenstelsels met langgerekte, balkvormige kern, waaruit aan beide uiteinden spiraalarmen ontspringen. Ze worden aangeduid door SB.

Bij spiraalstelsels is de hoeksnelheid niet uniform. Als algemene regel geldt dat de delen die dichter bij het centrum liggen vlugger roteren dan de delen die aan de buitenrand liggen. Naarmate men zich verder van het centrum verwijdert wordt de rotatiesnelheid van de spiraalarmen dus kleiner. Aangezien niet alle delen van spiraalstelsels even vlug rond de kern bewegen is ook de spiraalstructuur van deze sterrenstelsels niet stabiel. Logischerwijze zou men kunnen denken dat, als de kern vlugger roteert, de spiraalarmen zich na een zekere tijd rond de kern zullen opwinden en bijgevolg ook verdwijnen. Maar dit strookt niet met de werkelijkheid. Er worden immers te veel stelsels met spiraalarmen waargenomen. Er moet dus blijkbaar een mechanisme zijn dat deze spiraalstructuur in stand houdt. Uit de studie van rotatie van sterrenstelsels kan men afleiden dat deze stelsels, volgens onze klassieke mechanicawetten, veel te snel roteren. Er moet dus waarschijnlijk nog andere materie aanwezig zijn die wij (nog) niet kunnen waarnemen. De theorie van de donkere materie werd in 1960 voor het eerst door de Zwitser F. Zwickly bedacht. Volgens deze theorie zou in sommige stelsels tot 90% van de materie donkere materie zijn. Over de juiste aard van de donkere materie zijn de meningen uiteenlopend. Gaat het om zeer kleine sterren die we niet kunnen waarnemen, of zijn het echte zwarte gaten? Gaat het om nog niet gekende kleine elementaire deeltjes? Of begrijpen wij nog niet goed de werking van de zwaartekracht? Ook hier blijven dus nog veel vragen zonder antwoord. Uit berekeningen van de rotatiesnelheid van onze eigen melkweg zou blijken dat de zichtbare materie van de melkweg niet meer dan 5% van de totale materie zou bedragen. De rest zou dan donkere materie en donkere energie zijn.

25

-Onregelmatige stelsels : deze stelsels zijn onregelmatig van vorm en niet onder te brengen in een of andere bovenvermelde categorie van de Hubble classificatie. Het zijn losse verzamelingen van sterren die ook minder helder zijn dan andere stelsels. Men duidt ze aan met Irr. Voorbeelden van onregelmatige stelsels zijn de grote en de kleine Maghellaense wolken. Het diagram, dat de classificatie van Hubble voorstelt, wordt het stemvorkdiagram genoemd. Maar opgelet, het stemvorkdiagram van Hubble is enkel een classificatie en mag niet als een evolutiediagram van de sterrenstelsels worden beschouwd. Over de precieze manier waarop sterrenstelsels ontstaan bestaat ten andere nog veel onzekerheid. Het aantal sterrenstelsels is ontelbaar en wanneer men al die stelsels gade slaat stelt men vast dat ze niet gelijkmatig over de hemel zijn verdeeld. Ze doen zich voor in groepen, ook clusters genoemd. Zo maakt onze Melkweg deel uit van een groep van een twintigtal sterrenstelsels die relatief dicht bij elkaar liggen. Men noemt die groep gewoonlijk de “lokale groep” of de “lokale cluster”.

Het grootste en tevens het verst van ons verwijderd stelsel in de lokale groep is de Andromedanevel, die ongeveer 2.300.000 lj. van ons verwijderd is. Tot de lokale groep behoren ook de grote en de kleine Maghellaense wolken, die zich op resp. 165.000 en 200.000 lj. afstand bevinden. De lokale groep is niet de enige groep van sterrenstelsels die men kan waarnemen. Men kent verschillende dergelijke clusters. Onze buurcluster, die zich op een afstand van ongeveer 3 Mpc. bevindt, is de Virgocluster. De Virgocluster is groter. Hij bevat een honderdtal melkwegstelsels, die meestal spiraalvormig of onregelmatig zijn.

Men heeft ook vastgesteld dat verschillende clusters samen opnieuw groepen vormen van een hogere orde. Het zijn de zogenaamde “superclusters”. Onze lokale groep maakt zelf deel uit van de Virgo-supercluster.

Tot nu toe denkt men dat er geen groeperingen van een hogere orde bestaan. 11. Specifieke stelsels De radioastronomie heeft in vele domeinen van de sterrenkunde voor een echte doorbraak gezorgd. Dit was onder andere het geval voor de ontdekking van speciale soorten sterrenstelsels, die niet onder te brengen zijn in de classificatie van Hubble.

Hieronder worden enkele van deze speciale sterrenstelsels besproken. In de hieronder besproken nevels spelen de kernen een belangrijke rol. Daarom duidt men ze gewoonlijk aan onder één gemeenschappelijke noemer, met name de A.G.N.’s. Deze afkorting staat voor Active Galactic Nuclei.

11.1 Radiostelsels

Alle melkwegstelsels zenden radiogolven uit. Maar bij gewone melkwegstelsels, zoals onze Melkweg, vormen deze radiostralen slechts 1% van de totale uitgezonden straling. In de loop van de jaren 1940 stelden astronomen echter vast dat sommige melkwegstelsels, in tegenstelling tot klassieke stelsels, ook intense bronnen van radiogolven zijn.

26

Wanneer men deze radiostelsels in het radiogolfgebied waarneemt valt er een opmerkelijk verschil waar te nemen. Vanuit het stelsel is er dan een indrukwekkende uitstoot van radiostraling te zien. Deze straling doet zich in veel gevallen voor onder de vorm van twee lange dunne slierten, die zich langs de twee kanten van het zichtbaar stelsel uitstrekken en eindigen in twee grote lobvormige uitstulpingen van materie. Sommige stelsels kunnen zo een doorsnede bereiken van 300 keer de doorsnede van onze Melkweg. 11.2. Quasars. Quasars zijn ook AGN’s en behoren tot de recente ontdekkingen van de astronomie. De ontdekking ervan gebeurde op een eerder toevallige manier. In het begin van de tweede helft van de vorige eeuw was radioastronomie in trek en het was de gewoonte, wanneer men aan de hemel een intense radiobron waarnam, om er ook een gewone telescoop op te richten. Doorgaans vond men op deze plaatsen dan gekende, klassieke voorwerpen, zoals restanten van supernova’s of nieuwe melkwegstelsels. In de zestiger jaren nam men echter op enkele veraf gelegen plaatsen, waar radiostralingen vandaan kwam, gewoon een ster waar. Logischerwijze was het wel moeilijk om aan te nemen dat men op zo grote afstanden nog sterren kon waarnemen. Men kon hoogstens te doen hebben met een voorwerp dat veel gelijkenis vertoonde met een ster. Men noemde deze voorwerpen dan ook quasars, wat staat voor quasi stellar radio sources. Tot de eerst ontdekte behoorden de stelsels 3C48 en 3C278. (3C verwijst naar de derde cataloog van Cambridge; het getal na de C is gewoon een volgnummer). Quasars zijn vandaag zowat de helderste voorwerpen die men aan de hemel kan waarnemen. Hun helderheid overtreft honderden malen de helderheid van onze eigen Melkweg. De energie van een quasar is te vergelijken is met een nucleaire reactie waarbij een massa materie gemoeid is van 100 miljoen keer de massa van de Zon. F. Hoyle beweerde dat “de problemen naar het onderzoek van quasars een van de meest fascinerende taken is van de fysica” en dat ze “ behoren

tot de meest ondoorgrondelijke mysteries van het heelal”. Veel vragen, om niet te zeggen de meeste, blijven nog zonder afdoend antwoord. Waarom liggen quasars altijd ver weg? Hoe lang duurt het om een quasar te vormen? Waarom stelt men in het spectrum van quasars altijd een roodverschuiving en nooit een blauwverschuiving vast? Mag men de enorme roodverschuivingen, die men bij quasars vaststelt, nog op de klassieke manier met de wet van Hubble verklaren? Zit daar misschien iets anders achter? Hoe is het mogelijk dat een

quasar, dat toch een relatief klein en zeer ver van ons verwijderd voorwerp is, een zó grote hoeveelheid energie kan produceren, dat ze voor ons als een gewone ster overkomt? Quasars behoren tot de verst verwijderde voorwerpen die men vandaag kent. Sommige zouden zich op een afstand van méér dan 10 miljard lj. bevinden. Aangezien het licht van deze quasars zowat 10 miljard lj. op weg was vooraleer het ons bereikte zien wij deze quasars bijgevolg zoals zij er 10 miljard lj. geleden uitzagen. Astronomen duiken dus, wanneer ze naar quasars kijken, tot diep in de geschiedenis van het heelal. Zij zien voorwerpen zoals deze eruit zagen bij het begin van het heelal. Specifiek voor quasars is de extreme roodverschuiving in het spectrum. Geen enkel ander hemelobject vertoont dergelijke roodverschuiving. De ontdekking van deze roodverschuiving is op naam te schrijven van Maarten Schmidt. Na de ontdekking van de quasars zat men erg

27

verveeld met zeer specifieke lijnen die men in de spectra van quasars aantrof. Men kon ze niet vereenzelvigen met de spectraallijnen van elementen die men aantrof in normale sterren of nevels. Dit zijn in hoofdzaak lijnen van waterstof. In 1963 vond de Nederlandse astronoom Maarten Schmidt, verbonden aan het observatorium van Mount Palomar, de oplossing voor het puzzel. De zogezegde specifieke spectraallijnen, die men in het spectrum van quasars kon waarnemen zijn emissielijnen van gewone gassen maar die wel een zeer grote roodverschuiving hebben ondergaan. Dergelijk grote verschuivingen had men tot dan toe nog nooit waargenomen. De ontdekking van Maarten Schmidt had wel verstrekkende gevolgen. Indien men de roodverschuiving van quasars kan toeschrijven aan het klassiek Dopplereffect dan betekent dit ook dat deze quasars zich met een zeer grote snelheid van ons verwijderen. De snelheden van quasars zijn, naar menselijke normen, zo extreem dat astronomen zich afvragen of de klassieke interpretatie van het Dopplereffect voor dergelijke waarden nog wel mag worden gebruikt? In elk geval bieden alternatieve voorstellen nog geen afdoend antwoord op de vele vragen die zich in verband met quasars stellen. Men houdt het dan ook vandaag de dag, bij gebrek aan beter, bij de klassieke theorie van het Doppler effect al blijven vele astronomen, bij deze klassieke interpretatie, toch met grote vragen zitten Met wat voorafgaat is verre van alles gezegd over speciale sterrenstelsels. Een overzicht geven van alle bestaande klasseringen van sterrenstelsels is ten andere onmogelijk. Het is een domein dat in volle ontwikkeling is E. Beyens .

28