Sterrenkunde 1 door Willy Acke, ON4AW

We bekijken nu gedetailleerder enkele sterren en sterrenbeelden, waarnaar in de reeks weerstanden een inleidende beschrijving te lezen was.

1) Het Sterrenstelsel Perseus

Hierboven werd reeds vermeld dat de Zon in de Orionarm of in een vertakking van de Perseusarm ligt. De plaats waar de vertakking zich afsplitst, ligt in het sterrenbeeld . De Perseusarm zelf loopt door aan de buitenkant van de vertakking, op ongeveer 2600 lichtjaren van de Zon (de Zon ligt op 22000 tot 30000 lichtjaren van het centrum van de Melkweg). In dit sterrenbeeld ligt de dubbele open sterrenhoop h + χ Persei (NGC 869 en 884), met het blote oog vanop de Aarde zichtbaar. Persei is de tweede helderste ster in het sterrenbeeld Perseus en is een variabele ster. De open sterrenhoop h + χ Perseus bestaat uit een zeer jonge populatie sterren (106 tot 107 jaren), terwijl NGC 188 in het kader van de sterrenevolutie ongeveer tot de oudste sterren (=1010 jaren) van ons melkwegstelsel behoort. De dubbele cluster van Perseus is zichtbaar met het blote oog als een sterke concentratie in de Melkweg.

Gevestigd in de noordelijke sterrenhemelhemisfeer ligt ze dichtbij verscheidene andere constellaties of aangrenzende sterrenbeelden uit de legende van Perseus, met inbegrip van Andromeda (het meisje dat hij heeft gered), Cetus (het zeemonster dat hij overwonnen heeft), Cepheus en Cassiopeia (de koninklijke ouders van Andromeda), Driehoek (Triangulum), Ram (Aries), Stier (Taurus), Voerman (Auriga), Giraffe (Camelopardalis).

1

- -

In het wintersterrenbeeld Perseus is er een ster die knipoogt. Gedurende 2 dagen aan een stuk blijft ze op een bijna constante helderheid, maar de daaropvolgende 5 uren dempt deze met meer dan 1 magnitude. Nog eens 5 uur later verschijnt terug de oorspronkelijke glans, gevolgd door een verdere terugval en enkele dagen van relatieve stagnatie. Daarna herbegint die cyclus.

De helderste ster in deze constellatie is de geel-witte Superreus Alpha- Persei (ook Mirfak genoemd), die helder schijnt met een magnitude 1,79.

De Perseus constellatie.

Bekendst echter is de veranderlijke ster Algol die ondanks haar veranderlijkheid met het blote oog zichtbaar is vanop de Aarde. Algol staat bekend als de Duivel’s-Ster, wiens astronomische benaming β (bèta) Persei is. Er bestaan veel veranderlijke sterren aan de sterrenhemel, maar niet allen zijn zo regelmatig als Algol. Dit komt omdat er een aantal fundamentele redenen zijn waarom een ster blijkt te variëren in helderheid. Algol is een spectroscopische binaire (=dubbelster), wiens baan we op de zijkant zien, en daaruit blijkt dat één van de twee onderdelen veel groter en zwakker is dan het andere.

β Lyrae is ook een variabele ster. Hiervan zijn de componenten ongeveer even helder als deze van Aurigae (haar ligging: in de sterrenkaart hierboven), de grootste ster tot dusver met een gemeten diameter van 2880000000 km, met een variabele periode van 27 jaar. Deze reuzenster is overigens zo koel dat normale kernreacties er blijkbaar niet in plaatsvinden. Maar ondanks haar kolossale omvang bedraagt haar massa slechts 18 keer die van de zon en haar buitenste dichtheid is veel geringer, namelijk 1/10000-ste van die van gewone lucht. In de buurt van Auriga staan een aantal opmerkelijke sterrenbeelden: Stier, Orion, Gemini of Tweelingen, Canis Minor (Kleine Hond) en Canis Major (Grote Hond).

2

Sterrenkaartje met de nadruk op Perseus

De Hartnevel, IC 1805, Sh2-190, ligt op ongeveer 7500 lichtjaren afstand van de aarde in de Perseusarm van de Melkweg in het sterrenbeeld Cassiopeia (=> wordt hieronderstaand bekeken). Dit is een emissienevel met gloeiend gas en donkere stofbanen. De Nevel wordt gevormd door plasma van geïoniseerde waterstof en vrije elektronen. Het helderste gedeelte van deze Nevel (de knoop aan de rechterzijde) is afzonderlijk geklasseerd als NGC 896.

De intense rode kleur van de Nevel is veroorzaakt door de straling van een kleine groep sterren in het centrum van de Nevel. Deze van sterren die bekend staat als Melotte 15, bevat een paar heldere sterren met bijna 50 keer de massa van onze Zon, en nog veel meer zwakke sterren die slechts een fractie van de massa van onze Zon hebben. De cluster bevat een micro-Quasar die miljoenen jaren geleden tot stand kwam.

Melotte 15:

Open sterrenhopen bestaan uit verschillende sterrensoorten. In de open sterrenhoop is het gehalte aan sterren met hoge oppervlaktetemperatuur en grote helderheid in het algemeen relatief groter dan in de sterbevolking in de Zonomgeving. De O- en B sterren behoren voor een groot gedeelte tot zwermen en maken daarvan het voornaamste bestanddeel uit. Het is misschien zinvol een onderscheid te maken tussen deze zwermen - zoals b.v. de Scorpio-Centaurus zwerm (Centaurus komt hieronder aan bod) en die waartoe Persei behoort - en een zwerm zoals de Ursa Major stroom. De samenstelling van de laatstgenoemde lijkt veel op die van de open sterrenhopen. De zwermen en de open sterrenhopen zijn ongeveer even sterk naar het Melkwegvlak geconcentreerd als de B- en de A-sterren.

3

2) Cassiopeia

Buiten het zonnestelsel, maar binnen ons melkwegstelsel, zijn twee discrete optische bronnen bekend als Tycho 's Ster en de Krabnevel. Radioastronomen noemen ze Cassiopeia A in het sterrenbeeld Cassiopeia en Taurus A in het sterrenbeeld Stier. Ze zijn overblijfselen van een Supernova, een ster die zichzelf vernietigde in een uitbarsting van energie waarbij grote hoeveelheden straling vrijkwam over een breed frequentiespectrum dat licht, X-stralen en radiogolven omvat(te). De meest intense radiobron aan de sterrenhemel is in feite Cassiopeia A. De tweede helderste, ook op radiogebied, ligt in het sterrenbeeld de Zwaan (Cygnus) en is als een extragalactisch object, dus buiten onze Melkweg. Afgezien van Cassiopeia A, de Krabnevel in het sterrenbeeld Stier en de Tycho Brahe en Kepler Supernovae zijn er ten minste twee objecten in de Melkweg die als radiobronnen er alle schijn van hebben dat het de resten zijn van zeer oude Supernovae. Eén ervan is IC 443 in het sterrenbeeld Gemini (Tweelingen), een object dat bestaat uit grote en lichtgevende wolken met scherp afgebakende randen die goed delen kunnen zijn van de schil van een Supernova van weleer. Een ander soortgelijk voorwerp is de Cygnus-lus Nevel, een paar grote ijle haken in de lucht met het uitzicht van de schelp van een Supernova. Melkwegradiobronnen van het type Supernova zijn van voorbijgaande aard op kosmische schaal, maar hoewel de straling van Cassiopeia A zwakker wordt, is ze niet gecatalogeerd als variabele bron. De Supernovae laaiden in hevige helderheid op gedurende enkele maanden, om daarna zwakker te gaan stralen, maar ze blijven wel helderder dan Venus en zijn krachtige radiobronnen. Cassiopeia A genereert als krachtige radiobron die men kan waarnemen vanaf de Aarde, een miljoen keren zoveel radio-energie als de

4

Zon en Jupiter samen. Omdat ze twaalfduizend lichtjaren van de Aarde verwijderd is, bestaat gaandeweg wel de neiging dat de sterkte van het radiosignaal zal verminderen.

In het midden van de Melkweg is het centrum niet optisch zichtbaar, vanwege een enorme gaswolk die staat tussen dat centrum en het zonnestelsel. De gaswolk is echter transparant voor radiofrequente straling die in het centrum een sterke radiobron ziet, namelijk Sagittarius A (= Boogschutter A), iets krachtiger dan Taurus A (=Stier A). Men kan Stier A wel met amateurinstrumenten lokaliseren op het ogenblik dat de Zon vlakbij Stier A voorbijkomt en dat heeft elk jaar plaats midden juni.

De radiosterrenhemel op 250 MHz. Zo zou de sterrenhemel er voor ons uitzien, indien onze ogen radiogolven zouden kunnen waarnemen.

De Melkweg en Sagittarius A staan beiden bekend als uitgebreide radiobronnen. Dergelijke bronnen zijn opgebouwd uit een groot aantal afzonderlijke voorwerpen die op zichzelf volledig onopgemerkt zouden voorbijgaan. Gedetecteerd door een radiotelescoopsysteem blijken uitgebreide bronnen een relatief groot deel van het firmament uit te maken. Als contrast, bestrijken discrete radiobronnen slechts een klein deel en vaak worden ze geassocieerd met een optisch object. De Zon en Jupiter zijn voorbeelden van discrete radiobronnen binnen het zonnestelsel, en Cassiopeia A en Taurus A zijn twee krachtige discrete radiobronnen buiten het zonnestelsel, maar binnen ons melkwegstelsel. Cassiopeia blijkt bijna cirkelvormig te zijn met een diameter van ongeveer 4 boogminuten, een zeer energieke Supernovaschil waarvan men denkt dat ze ook nog gevoed wordt door een stroom van gas.

Spectraallijnen

Een lijn van de OH-radicaal werd geobserveerd in het absorptiespectrum van Cassiopeia A. De lijn is dubbel op frequenties van 1665,402 en 1667,357 MHz en er zijn satellietlijnen op 1612,2 en 1720,5 MHz, die zijn waargenomen door de Australiërs in het absorptiespectrum van Sagittarius A. Deze nadere informatie over de verspreiding en de grootte van OH in de Melkweg blijft de aandacht vragen.

Het lag voor de hand dat men spectraallijnen zou detecteren in de Melkweg. Zo werd het radiospectrum langzamerhand praktisch even ingewikkeld als het optische lijnenspectrum. De 21,12 cm waterstoflijn blijft belangrijk en sinds 1965 zijn daarenboven verschillende emissielijnen waargenomen die ontstaan bij overgangen tussen twee naburige hoogaangeslagen niveau’s van het waterstofatoom.

Het ontstaan van de 21cm-lijn van het waterstofatoom bij het omklappen van het elektron.

5

Een overgang van (a) naar (b) gaat gepaard met de uitzending van een stralingsquantum waarvan de golflengte 21 cm is. Wanneer een atoom door energieopname in toestand (a) geraakt is, zal het gemiddeld 11 miljoen jaar duren voordat het elektron weer omklapt en de 21cm-lijn wordt uitgestraald. Dank zij de enorme uitgestrektheid van de ijle kosmische waterstofwolken komen er langs een gegeven richting voldoende atomen voor om een nog merkbare stralingssterkte teweeg te brengen.

Tegenwoordig spitst het hele onderzoek zich toe op de 'vreemde' atomen en moleculen in de interstellaire ruimte. Lange tijd is het bij weinig waargenomen spectraallijnen in het radiogolflengtegebied gebleven. Vanaf 1963 heeft echter een stormachtige ontwikkeling plaatsgegrepen. Een veertigtal moleculen, atomen en radicalen werden in de interstellaire ruimte aangetroffen. Deze moleculen komen vooral voor in dichte gaswolken, en met uitzondering van OH en H2CO zijn ze slechts in een beperkt aantal gebieden gevonden en bestudeerd. Verscheidene van deze moleculen zijn alleen in de richting van de radiobron Sgr B2,dichtbij het Melkwegcentrum, gevonden. Ook in W51 en in Ori A zijn verschillende moleculen gevonden. In Ori A komen de moleculen CO, HCN, CS en HCHO voor in de vorm van een IR-puntbron. De constellatie Ori telt meer dan 400 leden, heeft een afmeting van 50 bij 90 lichtjaren en ligt op een afstand van 1300 lichtjaren van ons verwijderd. Organische moleculen (koolstofverbindingen) komen veelvuldiger voor dan de minerale moleculen. Tevens heeft men formaldehyde (HCHO) gevonden in andere sterrenstelsels (NGC 253 en NGC 4945), en ook CO in de Grote Magelhaanse Wolk (wordt hieronder als volgende bekeken).

Het interstellaire gas bestaat grotendeels (> 90 %) uit atomaire en moleculaire waterstof (H+ en H2), maar andere elementen (He (7,5%), O (0,8%), C (0,4%), N (0,1%) en moleculen (CH, CN, OH, H2CO, H2O, NH3, CO) komen er ook in voor.

Men gebruikte voor radio waarnemingen oorspronkelijk metergolflengten waarop de emissie intens en gemakkelijk te meten was. Bijvoorbeeld werden bronnen met sterke straling gevonden op f = 20,5 MHz (λ = 14,6 m). Later werd de studie uitgebreid tot centimeter-, millimeter- en vervolgens submillimetergolflengten. De grenzen van aan de aarde gebonden radio werden uitgebreid van de lage frequentie van 10 MHz (λ = 30 m) waarop de ionosfeer een limiet stelt, tot een hoogste frequentie van f ~ 1,5 THz (λ ~ 0.2 mm), waarbij moleculaire overgangen van in de atmosfeer aanwezig H2O en N2 de radiogolven opslorpen. Een grote opslorping grijpt ook plaats op 55 MHz of rond de 6 m, vooral door zuurstof O2. Metingen op golflengten korter dan λ = 0,2 mm vereis(t)en het gebruik van hoog vliegende vliegtuigen, ballonnen of satellieten. Grondgebaseerde ruimtelijke interferometers doen het goed op gebied van hoekige resolutie en zijn wat dat betreft een aanvulling van de resolutie die verkregen wordt met ruimteplatforms.

Interferometingen Cassiopeia A werd voor het eerst waargenomen door Martin Ryle in 1947 met een een interferometer- antennesysteem, net zoals andere radiosterrenstelsels die zesduizend miljoen lichtjaren van ons verwijderd zijn.

In recente opstellingen van interferometers gebruikt men de combinatie van de (zwakke) hoogfrequentspanningen die opgepikt worden door 3 naast elkaar geplaatste en met elkaar gecombineerde antennen, en waarvan de fazen en de amplituden nauwkeurig gemeten worden.

Ook de optische detectie van dergelijke objecten werd mogelijk gemaakt door ze eerst nauwkeurig te lokaliseren met een radio-interferometer. In de positie van Cassiopeia fotografeerde men een zeer zwakke, maar opmerkelijke emissie-Nevel aan de meest noordelijke rand, met een zwakke uitloper naar een kant die zich uitstrekt tot een afstand van 6 boogminuten van het centrum van de Nevel, en verder een paar korte en losgekoppelde filamenten en verdichtingen van de emissie. Deze scherpe condensaties zenden rood licht uit, hoofdzakelijk twee spectraallijnen uit waterstof Hα, en uit stikstof. Diffuse filamenten waren veel blauwer en stootten een groot aantal spectraallijnen met hoge excitatie uit met snelheden die uit dopplerverschuivingen bleken overeen te komen met 5000 km/s. Uit de beweging van de filamenten konden Baade en Minkowski met interferometingen op 125 en 132 MHz aantonen dat de Nevel ongeveer 280000 jaar oud is, terwijl hun waterstoflijnabsorptie radiometingen een afstand tot de Cassiopeia bron aangaven van 10000 lichtjaren.

6

3) De Magelhaense wolken

Ons melkwegstelsel vormt de Lokale Groep, samen met twee andere spiraalstelsels (de grotere Andromedanevel M31 en de kleinere M33 (de nevel M 33 ligt op 850000 lichtjaren van de Aarde) in het sterrenbeeld de Driehoek [Triangulum], de twee Magelhaense wolken en nog zo'n 30 kleinere melkwegstelsels.

Rondom ons melkwegstelsel, op afstanden van 50 en 60 kpc, bevinden zich twee kleine, onregelmatige melkwegstelsels, de Grote en de Kleine Magelhaense Wolk.

De Grote Wolk ligt op 30000 van ons verwijderd.

Zo'n 200 miljoen jaar geleden moet éen van de twee Magelhaense wolken dicht langs ons melkwegstelsel voorbij zijn gekomen. De nawerking daarvan is nog te zien aan een band waterstofgas die zich over 180° langs de sterrenhemel uitstrekt en die door de zwaartekrachtwisselwerking uit het melkwegstelsel moet zijn gesleurd.

Atomaire waterstofemissie buiten onze Melkweg komt als straling vanuit deze dichtstbijzijnde galactische buren, deze Magelhaense wolken. De totale massa neutrale waterstof in zowel de Grote Wolk als de Kleine Wolk bedraagt ongeveer 5x 103 zonnemassa's of een honderdste van ons melkwegstelsel.

Beide Wolken draaien rond in de ruimte. De rotatiesnelheid van de verschillende delen van de Wolk bedraagt maximaal 20 km/s, in vergelijking met die van de kern van onze Melkweg van ongeveer 300 km/s. Het aandeel van neutrale waterstof in de Grote en de Kleine Wolken bedraagt respectievelijk 20 tot 30 procent in vergelijking met 2 procent in ons melkwegstelsel. De reden hiervoor kan zijn dat de wolken veel jonger zijn dan de Melkweg en de waterstof niet veel tijd had om te condenseren tot sterren. De snelheden waarmee de Magelhaense Wolken zich van ons verwijderen bedragen voor de Grote Wolk 300 km/s en voor de Kleine Wolk 170 km/s. Daaruit besluit men dat op de lange termijn deze Wolken ons dichtbij onze Melkweg geen gezelschap meer zullen houden.

Het voorkomen van neutraal waterstofgas werd in 1953 door astronomen zoals Hindeman op 21,12 cm gedetecteerd in de radio-emissie van de Magelhaense Wolken.

De totale massa van neutrale waterstof in zowel de Grote Wolk als de Kleine Wolk bedraagt ongeveer 5x103 zonnemassa's of een honderdste van die van ons Melkwegstelsel.

De Grote Magelhaense Wolk (LMC) en haar buurman en familielid, de Kleine Magelhaense Wolk (SMC), zijn opvallende objecten in het zuidelijk halfrond. Ongeveer 21° van elkaar staande in de nachtelijke sterrenhemel, bedraagt de ware afstand tussen hen ongeveer 75000 lichtjaren. Tot de ontdekking van de Sagittarius elliptische Dwergmelkweg in 1994, waren zij de dichtstbijzijnde bekende sterrenstelsels voor ons. De LMC ligt ongeveer 160000 lichtjaren van ons vandaan, terwijl dat voor de SMC ongeveer 200000 is. De LMC heeft ongeveer twee keer de diameter van de SMC (respectievelijk 14000 en 7000 lichtjaren). Ter vergelijking: de Melkweg is ongeveer 100000 lichtjaren breed.

7

Stromen neutrale waterstof verbinden LMC en SMC met onze Melkweg en met elkaar. Hun zwaartekracht heeft invloed op onze Melkweg met het verdraaien van de buitenste delen van de Melkwegschijf als gevolg.

Afgezien van hun verschillende structuur en hun kleinere massa, verschillen de Maghelaense Wolken van onze Melkweg op twee punten. Ten eerste zijn ze zijn gasrijk met een groter aandeel van hun massa waterstof en helium in vergelijking met onze Melkweg. Ze zijn ook metaalarmer dan de Melkweg. De jongste sterren in de LMC en SMC hebben een metaalheid van 0,5 en 0,25 maal deze van de Zon, respectievelijk. Beiden (LMC en SMC) staan bekend om hun Nevels en jonge stellaire populaties, maar zoals in onze eigen Melkweg variëren hun sterren van zeer jong tot zeer oud, hetgeen wijst op een lange stervormingsgeschiedenis.

De Grote Magelhaense Wolk was het gastheer-sterrenstelsel als een Supernova (SN 1987), de helderste waargenomen in meer dan vier eeuwen. Veel astronomen geloven dat de Magelhaense Wolken de natuurlijke resten zijn van het hiërarchische proces van vorming van sterrenstelsels, dat ook ons Melkwegstelsel gevormd heeft.

Nabij de rand van de Kleine Magelhaense Wolk ligt de 5 miljoen jaar jonge sterrenhoop NGC 602.

Dit is een satelliet Melkwegsterrenstelsel op een afstand van 200000 lichtjaren afstand van de Wolk. Omringd door gas en stof, zenden de massieve jonge sterren van NGC 602 energetische straling en schokgolven uit. Deze hebben het stof uitgehold en hebben geleidelijkaan nieuwe sterren doen ontstaan, die zich weg bewegen van het centrum van de cluster. Op de geschatte afstand van de Kleine Magelhaense Wolk overspant het beeld 200 lichtjaren, waarin een verzameling van achtergrondsterrenstelsels op een vrij scherpe manier kan waargenomen worden. Deze achtergrondsterrenstelsels zijn honderden miljoenen lichtjaren of meer van de NGC 602 verwijderd.

8

De kleine Maghelaense Wolk

4) Orion en zijn buren

Ons zonnestelsel reist op de Orionarm van de Melkweg. Het sterrenbeeld Orion is gemakkelijk te herkennen als een onregelmatige vierhoek gevormd door vier heldere sterren, waarvan er twee, Betelgeuse (roodachtig) en Rigel (briljant wit), van de eerste orde zijn. Deze groep staat bekend als het Trapezium, en het omringende gas schittert door de ultraviolette straling van deze sterren. Ongeveer in het midden van de vierhoek bevindt zich een rij van drie tweedemagnitude sterren, bekend als de Gordel van Orion. Een andere rij sterren wordt het Zwaard van Orion genoemd.

De briljante ster Sirius behoort eigenlijk tot de Ursa Major-groep. De heldere sterren Castor en Pollux in Gemini (Tweelingen) hebben niets met elkaar te maken.

We zien hier het gedeelte van de sterrensterrenhemel dat als helderste ster Sirius bevat, tussen de Melkweg, de Pleiaden, de Hyaden, de Gordel en het Zwaard van Orion. In het Zwaard van Orion ligt een neveltje. Maar een opvallend optisch object onder de geïoniseerde gaswolken is de Grote Orionnevel. Deze wolk heeft een totale massa aan waterstof van ongeveer 110000 zonnemassa's.

Er staan een aantal heldere sterren aan de andere kant van Orion, het oostelijke uiteinde van de Gordel van Orion. De heldere ster Procyon is de hoofdster in Canis Minor. Ten noorden van Procyon liggen de Tweelingen,

9

Castor en Pollux, waarvan Pollux de zuidelijkste en de helderderste is. De heldere ster niet ver boven de oostelijke horizon is Regulus (Alpha Leonis).

Aan de buitenkant van de Orion-Nevel werd geïoniseerde waterstof gevonden, die aangroeide vanuit neutrale waterstof en toenam in grootte met een tempo van 10 km/s. De totale massa van waterstof in deze Wolk bedraagt ongeveer 110000 zonmassa's.

De Grote Nevel in Orion is een voorbeeld van interstellaire wolken. Veel sterren in het sterrenbeeld Orion en vijf van de zeven heldere sterren in de Grote Beer (hier niet voorgesteld) zijn echte clusters.

Een andere nabije rijke cluster is de Coma cluster, op 90 Mpc afstand en met waarschijnlijk zo'n 10000 melkwegstelsels, waarvan alleen de 1000 helderste waarneembaar zijn (Coma =afgeleid van ‘Comeet’).

Net zoals bij de beweging van de sterren in ons (en andere) melkwegstelsels, valt ook uit de beweging van melkwegstelsels in clusters op te maken dat clusters veel meer massa bevatten dan aan de vorm van de melkwegstelsels te zien is. Clusters bevatten behalve melkwegstelsels ook diffuus gas (met 1 tot 20 keer zoveel massa als de sterren), maar dat is lang niet voldoende om de ontbrekende materie te verklaren. In de Coma cluster bijvoorbeeld, is de massa van het intraclustergas 20 keer zo groot als die van de sterren in de melkwegstelsels, maar alles bij elkaar is dit nog maar 10% van de totale massa van de Coma cluster.

De Orion-Nevel: de drie meest voorkomende kleuren in deze afbeelding worden vooral uitgestraald door waterstof, zuurstof en zwaveldamp.

De Nevel toont gloeiend gas dat jonge sterren omringt binnen een moleculaire wolk. Filamentstructuren die als draadachtigen zichtbaar zijn, zijn in werkelijkheid schokgolven met steile voorfronten van snel vooruitbewegend materiaal binnen het trager bewegend gas. De Nevel is 40 lichtjaren breed en ligt 1500 lichtjaren verwijderd van ons, maar wel in dezelfde spiraalarm als onze Melkweg en ons zonnestelsel. Deze ganse Orion Nevel die ook de Paardekop Nevel bevat, zal traag uiteenvallen en zich verder verspreiden de volgende 100000 jaren.

10

De Orion Nevel overspant een ruimte met 40 lichtjaren diameter. Deze opname toont vooral de omgeving van M42 die in dezelfde spiraalarm ligt als onze Melkweg en de Aarde. Via een aantal van de door waterstof- en zuurstofverbranding oplichtende stippen, maken we de geboorte mee van nieuwe sterren.

De Orion-Nevel staat ook bekend als H II-regio en is vanop de aarde zichtbaar met het blote oog, aan de bovenkant van het Zwaard van Orion. Een kleine telescoop of verrekijker toont dit object als een nevel en een grote telescoop toont aan dat het een groep met zeer hete sterren bevat. Andere bekende H IIgebieden zijn de Rosette , die vier hete sterren bevat, en de Trifid Nebula, op een grotere afstand en compacter lijkend dan de gebieden in Orion (de Nevels Rosette en Trifid komen hieronder aan bod).

Bij de lichtende Nevels onderscheidt men twee groepen die wat hun oorsprong betreft radicaal verschillen, namelijk de zogenaamde 'diffuse Nevels’, zoals de Orion-Nevel en de Carinae-Nevel, en de 'planetaire Nevels’, zo genoemd naar hun dikwijls planeetvormig uiterlijk. Bij de eersten hebben wij te maken met condensaties in het interstellaire gas veroorzaakt door de turbulente beweging daarvan en tot hechten gebracht door de, in de regel toevallige, nabijheid van een ster. Planetaire nevels spelen een cruciale rol in de chemische evolutie van de melkweg. Het materiaal rond het interstellaire medium is verrijkt met zware elementen en andere producten van nucleosynthese zoals koolstof, stikstof, zuurstof en calcium. In de afgelegener sterrenstelsels kunnen planetaire nevels de enige objecten zijn die nuttige informatie over chemische overvloedig voorkomende stoffen opleveren.

In de afgelopen jaren heeft de Hubble Space Telescoop beelden onthuld die aantonen dat vele planetaire nevels een zeer complexe en gevarieerde morfologie hebben. Ongeveer een vijfde zijn ruwweg sferisch, maar de meeste zijn niet bolsymmetrisch.

11

Uitgebreider over de de Orion Regio

We vinden de Ploeg in het noordoosten. Pegasus ligt beneden bij de westelijke horizon, gevolgd door Perseus. In het zuiden bovenaan liggen twee heldere sterren (Orion's armen), waarvan de meer oostelijke (Betelgeuse) een roodachtige kleur heeft. Aan de andere kant ligt een helderder ster: Rigel. Tussen de armen en iets boven hen ligt een driehoek die Orion's hoofd vertegenwoordigt. Onder de middelste ster liggen drie sterren die samen Orion's dolk of zwaard vormen. De middelste van de drie lijkt onduidelijk en markeert de positie van de grote nevel in Orion. Volgt men de lijn van de gordel van Orion naar beneden, dan komt men aan Sirius, de belangrijkste ster in de Grote Hond of Canis Major en in deze omgeving de helderste ster aan de sterrenhemel.Volgt men de riem omhoog over ongeveer dezelfde afstand en men zal Aldebaran, de helderste ster in de Stier vinden. Blijft men de lijn een beetje verder in dezelfde richting volgen, dan komt men aan een opvallende cluster, de Pleiaden.

5) De Pleiaden en de Hyaden als sterrengroepen

Twee opvallende sterrengroepen, de Pleiaden en de Hyaden, zijn vertegenwoordigd in het sterrenbeeld van de Stier (Taurus).

Onze Zon is diep ondergedompeld in de sterrenhoop Pleiaden, waarvan alle delen zich verplaatsen met een trage beweging. Ons zonnestelsel en wijzelf draaien rond de Pleiaden, 192 lichtjaren van ons afgelegen, met een een omwentelingssnelheid die resulteert in 1 enkele omwenteling in 22 miljoen jaar.

De Pleiaden bestaan uit zeven kleine sterren vrij dicht bij elkaar, de meeste zijn van de vierde magnitude. Deze groep wordt soms verduisterd door de Maan als men er vanop de Aarde wil naar kijken.

De Pleiaden-cluster M45, ook de Zeven Zusters genoemd, is ene van de helderste en meest nabije clusters t.o.v. de Aarde. De Pleiaden bevatten meer dan 3000 sterren, hebben een doorsnede van 13 lichtjaren, en liggen 400 lichtjaren van de Aarde verwijderd. De afbeelding toont behalve de heldere Zusters, de omgevende licht-weerkaatsende blauwachtige Nevels, en daarin zijn ook Bruine Dwergen gevonden.

De Cepheiden zijn pulserende sterren met grote intrinsieke helderheid, dus erg warm. Hun temperatuur moet dicht bij de 1017 °K liggen. Hun radioelektrische emissie is zeer intens en variabel. Vroeger, zonder de radiotelescopen, kon geen (radio-) straling afkomstig van deze sterren worden gedetecteerd. Dat is niet verwonderlijk, want ze zijn erg ver afgelegen. Opmerkelijke groepen van sterren en clusters van dezelfde aard als de Pleiaden en de Hyaden zijn de Berenices, en Praesepe (of de Bijenkorf), de laatstgenoemde in het sterrenbeeld de Kreeft. Praescope is een losse cluster, vanop Aarde net zichtbaar met het blote oog, maar het beste te zien met een verrekijker.

12

Ongeveer 300 'open' clusters zijn bekend, en onze Melkweg bevat er waarschijnlijk een paar duizend in totaal.

De Pleiaden of de Zeven Zusters zijn op een heldere nacht zichtbaar met het blote oog. Maar een kleine telescoop zal er tientallen onthullen, want de Zusters hebben veel familieleden, in totaal meer dan 250 Pleiaden, die vanwege hun leidende sterren en hun loutere 400 lichtjaren afstand, zeer lichtgevend zijn. De zeven zusters hebben allemaal individuele namen, samen met hun ouders, Atlas en Pleione. Deze Pleiaden, die slechts 6000000 jaar geleden werden gevormd (een korte tijd in de astronomie), zijn nog niet volledig onafhankelijk omdat er nog een vage Nevel overblijft van de oorspronkelijke Wolk die hen deed ‘bevallen’.

Protoster die ontstaat uit accretieschijf (foto NASA), of voorbeeld van het ‘bevallen’ van kraambedsterren (hier echter niet uit een Wolk).

Er staan tal van open sterrenhopen aan de sterrenhemel. Benevens de Pleiaden in het sterrenbeeld de Stier, bestaat er onder andere een veel lossere associatie, de Hyaden, op een afstand van slechts 130 lichtjaren. De groep van de Hyaden bevat het hoofd van de Stier en is uitgebreider dan die van de Pleiaden. Hij bestaat uit helderdere sterren, waarvan de helderste van de eerste orde is: Aldebaran. Deze ster heeft een rode kleur en staat bekend als het 'oog van de Stier’:

Lichtverstrooiing

Kosmisch stof veroorzaakt diffusie van sterrenlicht. Als een heldere ster gelegen is binnen, of grenst aan een massa stof, wordt dit stof zichtbaar door het verstrooien van het sterrenlicht en veroorzaakt een zogenaamde reflectienevel. De Pleiaden zijn de best gekende nevel van deze soort. De verstrooiing is sterker voor blauw licht dan voor rood licht, zodat de meeste reflectienevels een blauwer voorkomen hebben dan de sterren die hen belichten. Bovendien vertoont het licht van die nevels een relatief sterke lineaire polarisatie. Men onderscheidt twee soorten reflectienevels, namelijk de zojuist onderzochte, en die waar een ster een massa stof verlicht die slechts per toeval in haar buurt verschenen is.

Terugkerend op clusters zoals de Pleiaden en de Hyaden. Een internationaal team heeft, met behulp van ESO’s Very Large Telescope (VLT) in de Atacamawoestijn in Chili en met NASA’s röntgensatelliet Chandra, een extreem hete, zware, jonge cluster van sterrenstelsels onderzocht, de grootste die ooit in het verre heelal is waargenomen (dus buiten onze Melkweg). De onlangs ontdekte (10 januari 2012) cluster heeft de bijnaam El Gordo gekregen, Spaans voor ‘groot’ of ‘dik’. Zijn catalogusnaam is ACT-CL J0102−4915. Hij bestaat uit twee afzonderlijke subclusters die met snelheden van miljoenen kilometers per uur met elkaar in botsing zijn. De 13

cluster is zo ver weg, dat zijn licht er zeven miljard jaar over heeft gedaan om de aarde te bereiken. Deze cluster is de zwaarste en heetste die tot nu toe op deze afstand of daar voorbij ontdekt is. Clusters zijn de grootste objecten in het heelal die door de zwaartekracht bijeengehouden worden. Hun ontstaansproces, waarbij kleinere groepen van sterrenstelsels zich verenigen, hangt sterk af van de hoeveelheid donkere materie en donkere energie die op dat moment op die plaats in het heelal aanwezig was. De zwakke gloed die op afstand waargenomen werd tussen de achtergrondstraling, is het overblijfsel van het eerste licht van de Oerknal, de extreem hete en compacte oorsprong van het Heelal. De straling die na de Oerknal achterbleef, treedt in wisselwerking met de elektronen in het hete gas in clusters van sterrenstelsels, waardoor de achtergrondgloed zoals die vanaf de Aarde wordt waargenomen wordt verstoord. Hoe dichter en groter de cluster, des te groter dit effect. El Gordo viel dus op tussen de kosmische achtergrondstraling. Met ESO’s Very Large Telescope zijn de snelheden van de sterrenstelsels die aanwezig zijn in de botsende clusters gemeten, evenals hun afstand tot de Aarde.

NASA’s röntgensatelliet Chandra werd gebruikt om het hete gas in de cluster te onderzoeken. El Gordo is waarschijnlijk op dezelfde manier ontstaan als de zogeheten Kogelcluster, een spectaculaire interactie tussen twee clusters die zich bijna vier miljard lichtjaren dichter tegen de aarde bevindt. In beide gevallen is de normale materie, die grotendeels uit heet, röntgenstraling uitzendend gas bestaat, gescheiden van de donkere materie. Het hete gas is afgeremd door de botsing, maar de donkere materie niet.

6) De Cepheïden

De Cepheïden staan in het sterrenbeeld Cepheus, vandaar de benaming. De veranderlijke Cepheïden zijn een afzonderlijke klasse als heldere pulserende sterren, waarvan de pulsperiode een maat is voor de lichtsterkte. Men vindt ze verspreid over alle regio's van de Melkweg en ze vertonen kenmerkende regelmatige helderheidsschommelingen.Het zijn sterren met periodiek veranderlijke absolute helderheden en perioden van 1 tot 100 dagen. De absolute helderheden bedragen 100 tot 1000 maal die van de Zon. Hun spectraalklassen zijn F en G. De mediane absolute helderheid (gemiddelde van maximale en minimale helderheid) is zeer nauw gecorreleerd met de periode van de helderheidsverandering: hoe groter de helderheid, des te langer de periode. Hun prototype dat met het blote oog zichtbaar is, is 6 Cepheï, die varieert met een magnitude van 3,6 tot 43 in een periode van 5 dagen en 9 uren. De perioden van andere Cepheïde veranderlijken variëren van ongeveer 25 uur tot 45 dagen.

De periode stijgt van ongeveer 2 tot 50 dagen bij overgang van de minst heldere Cepheïden tot die met de grootste lichtsterkte. Wolken kunnen rijk zijn aan Cepheïde variabelen. Dit komt omdat Wolken een groot aantal hete B-sterren bevatten en zeer weinig Rode Reuzen, en Cepheïden zijn in principe gigantische B-sterren.

Hun helderheid kan plots sterk toenemen en vervolgens langzaam afnemen, enz., alsof men op een brandend vuur met regelmatige intervallen hout of een bundel stro zou gooien. De helderheid van het helderste Cepheïden varieert langzamer dan van de zwakkere. De periode van de variatie van de lichtsterkte hangt af van de kracht die deze oplichting voortbrengt. Deze kracht moet zeer groot zijn, vermits men deze zeer sterk oplichtende sterren op kolossaal grote afstanden heeft waargenomen.

14

Naar links toe op een sterrenkaart, wordt de zone ingenomen door Rode en Gele Reuzen begrensd door een smalle strook ingenomen door de Cepheïden die intrinsieke veranderlijke sterren zijn. Hun periodieke veranderingen in helderheid en in radiale snelheid (gemeten met het dopplereffect) zijn te wijten aan veranderingen in de fysische voorwaarden.

Als voorbeeld is de ster δ= Delta Cephei dubbel variabel vanwege haar helderheid- en kleurwijziging.Tijdens de periodieke uitstraling van deze ster wijzigen tegelijkertijd zowel glans als kleur met een periode dicht bij vijf en een halve dag, terugkerend met een astronomische regelmaat. Cepheïden zoals de Delta vertonen na een snelle stijging van de schittering en een verandering van kleur van rood naar wit, een langzame vermindering van intensiteit, terug naar de glans en de eerste kleur. Deze cyclusvariaties of perioden kunnen afhankelijk van het type variëren van een paar uur tot dertig jaar, en deze kenmerken rangschikt men onder de vorm van de klasse van Cepheïden.

Cepheiden zijn niet de enige 'uurwerk' sterren. Andere families, nauw verwante, zijn genoemd naar hun prototype,bijvoorbeeld de RR Lyrae (de Lier). Tussen 65000 en 200000 lichtjaren van het melkwegcentrum kent men één RR Lyrae-ster, negen bolvormige sterrenhopen, drie dwergsterrenstelsels en twee Magelhaanse wolken. Als zij allen tot de Melkweghalo behoren, en daar ziet het naar uit, kan men uit hun snelheden berekenen hoe zwaar het Melkwegstelsel moet zijn om te voorkomen dat deze objecten in de intergalactische ruimte zouden geslingerd worden en ontsnappen. De RR Lyrae massa blijkt te liggen tussen 1 x1012 en 2x1012 zonnemassa's. De veranderlijkheid die wordt aangetroffen bij de sterren van het type RR Lier betreft perioden die schommelen tussen 0,3 en 0,6 dagen. De veranderingen van de veranderlijke sterren met grote periode, gelegen in het gebied van de hoge lichtsterkten en rechts van de Cepheïden, verlopen veel trager, met perioden van de orde van een jaar, en vertonen min of meer uitgesproken onregelmatigheden van de ene cyclus tot de andere. RR Lyrae sterren hebben allemaal ongeveer dezelfde lichtsterkte (85 maal die van de Zon).

15

Bolvormige sterrenhopen blijken verwantschap te vertonen met stersoorten die, evenals zij zelf, aan het einde van een reeks voorkomen zoals de RR Lyrae veranderlijken. Deze komen in ongeveer gelijke absolute helderheid voor .

RR Lyrae (radio-telescoop opname).

Verschillende klassen van Cepheïden

Clusters van Cepheïden kan men indelen in twee verschillende klassen. Type I, de 'klassieke' Cepheïden, bewonen de spiraalarmen van onze Melkweg, terwijl een recenter geïdentificeerde familie, Type II Cepheïden, te vinden zijn in de Melkwegkern. Deze laatste soort is zwakker maar heeft verder dezelfde kenmerken als de klassieke Cepheïden.

Nog een andere indeling

Men heeft opgemerkt dat er onder de Cepheïden in de zonsomgeving met perioden in de buurt van 15 dagen in, twee soorten voorkomen die zich onderscheiden naar de vorm van hun lichtkromme. De ‘normale’ Cepheïden vertonen een snelle daling van de helderheid dadelijk nadat het maximum bereikt is, en de zeldzame gevallen van het type van W Virginis zijn gekenmerkt doordat de helderheid na het maximum eerst slechts langzaam afneemt om pas later snel te dalen. Het blijkt nu, dat deze laatsten van de normale Cepheïden afwijken, doordat zij in het algemeen veel grotere snelheden t.o.v. de cirkelsnelheid hebben, zodat zij meer tot de sferische dan tot de platte stelsels gerekend moeten worden. Dit is uitzonderlijk, want het is inderdaad zo dat Cepheïden zeer schaars in bolvormige sterrenhopen voorkomen, daar zij meestal een zeer ‘plat’ stelsel vormen.

16

VV Cephei is een dubbelstersysteem in het sterrenbeeld Cepheus, zo'n 2400 lichtjaar van de Aarde. VV Cephei A is een rode hyperreus met een straal van 1600 tot 1900 zonneradii, wat het de op één na grootste bekende ster maakt na VY Canis Majoris. VV Cephei B is een blauwe protoster. Hiernaast heeft VV Cephei A een massa van 25 tot 40 keer deze van de Zon, maar sommigen schatten tot zelfs 100 keer de massa van de Zon, en ze is 275000 tot 575000 keer helderder dan onze eigen Zon.

Mu Cephei is een van de grootste sterren die met het blote oog zichtbaar is, en in het hele melkwegstelsel een zeer lichtgevende rode superreus, het beste te zien vanaf het noordelijke halfrond tussen augustus en januari. Dit is een op hol geslagen ster met de eigenaardige snelheid van 80,7 ± 17,7 km/s. De afstand naar Mu Cephei was lang niet bekend. De Hipparcos satelliet vond een parallax van 0,55 ± 0,20 milliboogseconden, hetgeen overeenkomt met een geschatte afstand van 1333 tot 2857 . Het is duidelijk dat Mu Cephei ofwel een veel grotere ster is dan de ster Betelgeuse, ofwel dichterbij ligt en kleiner is en minder lichtgevend dan verwacht. Mu Cephei is ongeveer 1000 keer groter dan de straal van onze Zon, en bijna 1 miljard zonnemassa’s passen in haar volume. Slechts drie bekende sterren (VY Canis Majoris, VV Cephei en V838 Monocerotis) worden verondersteld groter te zijn. Mu Cephei is een variabele ster waardoor haar helderheid zonder herkenbaar patroon varieert tussen een magnitude 3,62 en 5 in een periode van 2 tot 2,5 jaar. Mu Cephei is visueel bijna 100000 keer helderder dan de Zon. Combineert men haar absolute zichtbare helderheid en haar infrarode straling, dan bekomt men een lichtopbrengst van ongeveer 350000 zonnelichtkracht (=bolometrische magnitude van ongeveer 9,1), waardoor dit één van de lichtsterkste van alle bekende lichtgevende sterren is.

Mu Cephei verkeert echter in een stervensfaze door de uitputting van waterstof, helium en koolstof. De helium- koolstofcyclus blijkt bij Mu Cephei in de laatste faze te verkeren, waardoor de ster kan exploderen als een Supernova. Dit 'binnenkort' in astronomische termen, betekent hier enkele miljoenen jaren. Na explosie zal ze een enorme gasvormige wolk achterlaten en het kleine, dichte overblijfsel zal voor een massieve ster zoals Mu Cephei waarschijnlijk een Zwart Gat zijn. Mu Cephei is momenteel een onstabiele ster met onregelmatige variaties in lichtsterkte, temperatuur en grootte. De fotosfeer van Mu Cephei heeft een temperatuur van 3690 ± 50 ºK en is omgeven door een omhulsel uitgebreid tot een afstand van ten minste 0,33 maal de straal van de ster met een temperatuur van 2055 ± 25 ºK. Deze buitenschaal blijkt moleculaire gassen te bevatten zoals CO, -9 - H2O en SiO met een hogere gemiddelde dichtheid ρ t.o.v. die van de atmosfeer van de aarde die ρ =10 g cm 3 bedraagt.

Onder de variabele sterren onderscheidt men de volgende categorieën. 1) Deze met een lange periode, vergelijkbaar met Cepheïde-sterren maar met een veel langere periode van verschillende jaren in plaats van een paar uren en met een krachtiger intrinsieke helderheid (bijv. tienduizend keren helderder dan de Zon). Ze zijn zichtbaar op afstanden groter dan deze van de Cepheïden. 2) De Novae of nieuwe sterren, die zijn beginnen stralen met buitengewone helderheid tot duizend keren deze van hun initiële uitbarsting. Deze sterren komen voor in extragalactische nevels zoals reeds in het vorige deel besproken. 3) De blauwe sterren, extreem helder, en met een constante helderheid.

17

Variabele sterren kunnen ook worden onderverdeeld in drie verschillende klassen: regelmatige, half regelmatige en onregelmatige.

De semi-reguliere of half regelmatige zijn meestal Rode Reuzen, en een mooi voorbeeld ligt in het sterrenbeeld Cetus (de Walvis). Gecatalogeerd Omega Ceti, een constellatie niet ver van Taurus gelegen, maar bekender als Mira ('de prachtige ster' of ‘de bewonderenswaardige’), daarvan verandert de helderheid wel duizend keren in een periode van 11 maanden. Mira ligt in een verlaten deel van de hemel en is daarom gemakkelijk te vinden, ook wegens de bijzondere wijze waarop haar oplichting varieert van tijd tot tijd.

De types Mira Ceti zijn vergelijkbaar met de Cepheïden, maar hun lichtperioden zijn veel langer (maanden of jaren). Dit zijn Rode Superreuzen waarvan de temperatuur echter niet hoger is dan 3600 °C. Hun uitstralingsvariaties zijn niet te wijten aan pulsaties zoals die van de Cepheïden, maar aan wolken titaniumoxide die periodiek hun fotosfeer bedekken. Periode van hun activiteit: 20 tot 800 dagen, dus in vergelijking met de elfjarige zonnecyclus (opflakkering met grote vlekken en zonnevlammen) erg kort.

De veranderlijken met lange perioden (L>100 dagen), van het type van Mira Ceti, verschillen in alle opzichten van de Cepheïden. De absolute helderheden in het maximum zijn 10 tot 1000-maal die van de Zon. Hoe groter de helderheid, des te korter de periode. Het spectraaltype is meestal M. Deze sterren hebben grotere afstanden van het Melkwegvlak dan alle tot nu toe beschouwde soorten. Voor sterren van alle perioden tezamen bedraagt L omstreeks 1300 parsec.

Eigenschappen van stertrillingen

De eenvoudigste stertrilling die kan optreden is een radiale trilling, waarbij de ster op regelmatige wijze inkrimpt en uitzet terwijl de sferische symmetrie bewaard blijft tijdens de pulsatiecyclus. Cepheïden en RRLyrae-sterren zijn gekende voorbeelden van radiaal trillende sterren. Een radiale trilling wordt enerzijds gekenmerkt door haar frequentie (tijdsafhankelijkheid) en anderzijds door het aantal concentrische knoopoppervlakken tussen het steroppervlak en het stercentrum (ruimtelijke afhankelijkheid). Men duidt dit aantal knoopoppervlakken aan met een natuurlijk getal n en spreekt van een radiale orde (zoals men voor een muziekinstrument spreekt over de verschillende boventonen). De grondtoon komt overeen met n = 0 en duidt op een trillingsmodus die niet van teken wisselt (geen knoop heeft) tussen het steroppervlak en het sterinwendige. De eerste boventoon heeft één concentrisch knoopoppervlak waar de trilling van teken wisselt: n = 1, enzoverder.

Wanneer naast radiale bewegingen ook transversale bewegingen optreden spreekt men van een nietradiale stertrilling. In dit geval bewegen bepaalde delen van de ster naar buiten, terwijl er tegelijkertijd andere delen naar binnen toe bewegen. Dit alles gebeurt op een bepaald ritme namelijk de periode van de trilling. In dit geval zijn naast de frequentie, drie golfgetallen nodig om de ruimtelijke afhankelijkheid van de trilling te beschrijven (hoek-afhankelijkheid = angulaire afhankelijkheid van de trilling, symmetrie-as, azimuth-getal m naast de radiale orde n).

In een gasvormige bol waarvan het trillingsniveau afhankelijk is van het volume en de dichtheid, kenmerkt de periode, met precisie, de eigenschappen van de bol als pulserende ster.

Cepheïden zijn pulserende sterren, hier in de betekenis van reusachtige bollen van gas, waarvan het volume onder onbekende oorzaken periodisch krimpt en uitzet, zoals de trilling van een stemvork. De ster krimpt als ze ‘adiabatisch’ opwarmt zoals de lucht wordt gecomprimeerd in een fietspomp of in de cilinder van een verbrandingsmotor als de zuiger er op drukt, en de temperatuur en schittering verhogen tegelijkertijd, net als de kleur die verandert van rood naar wit. De omgekeerde transformatie vindt plaats tijdens de expansiefase van een Cepheïde-ster.

Wat de Cepheïden bolvormige sterrenhopen betreft, ligt de dichtstbijzijnde bolhoop 22000 lichtjaren van ons verwijderd, hetgeen betekent dat het licht dat ons daarvan vandaag bereikt, aan de snelheid van 300000 km

18

per seconde,onderweg was vanin de tijd dat de eerste mensen op aarde verschenen om ons oog pas nu te treffen.

De Cepheïden zijn even sterk naar het Melkwegvlak geconcentreerd als de O- en B-sterren en inzake rotatie benaderen de O- en B-sterren, de Cepheïden en de interstellaire wolken het meest een cirkelbeweging. In de volgorde A, F, G, K, M der spectraalklassen nemen de verschillen toe.

Door naar Cepheïden in de Melkweg en het begeleidende buurstelsel, de Grote Magelhaense Wolk, te kijken, heeft de Spitzer infrarood ruimtetelescoop van de NASA een nauwkeurige waarde kunnen bepalen van de snelheid waarmee de sterrenstelsels zich van ons eigen Melkwegstelsel weg bewegen.

Met de ontdekking van een dubbelster die bestaat uit een pulserende Cepheïde en een andere ster die elkaar beurtelings bedekken, heeft men door de bijzondere stand van de banen van de beide sterren de massa van de Cepheïde met ongekende nauwkeurigheid kunnen bepalen.

7) Centaurus

Onze Zon en het Centaurisysteem (dat vooral uit Alpha Centauri en Proximi Centauri bestaat) bewegen samen, dus in tandem, op het ogenblik dat onze Melkweg ronddraait als spiraalstelsel. De twee systemen, het Zonnestelsel en Centaurus, bevinden zich op het uiteinde van één der spiraalarmen waaruit onze Melkweg bestaat. De dichtstbijzijnde ster is onbetwistbaar Alpha Centauri, een mooie ster aan de zuidelijke hemel op een afstand van iets meer dan vier lichtjaren. Centaurus bevat een aantal zeer heldere sterren vanwege haar dichte positie in de Melkweg.

Indien men op een kaart de Aarde in het midden plaatst en de Zon op 1 centimeter daarvan, dan bevindt de ster Alpha zich op deze schaal op 2500 m. In hetzelfde vlak en op dezelfde schaal bevindt Wega van de Lier (=Lyra) zich dan op 10 kilometer van ons verwijderd, en 26 Draconis, Alpha Fornacis B en Pi1 Ursae Majoris, alle drie op 46 lichtjaren van ons verwijderd.

De identificatie van Cygnus A betekende een belangrijke vooruitgang voor zowel de radio- als de optische astronomie, en sinds die tijd zijn andere intense bronnen geïdentificeerd met gelijkaardige galactische eigenschappen: één in Centaurus, bekend als Centaurus A, of Alpha Centauri, dit is één van de helderste radiobronnen in het zuidelijk halfrond, en een andere in Hydra. De Corona rond Centaurus A is geanalyseerd, zoals de halo rond ons Melkwegstelsel, om de magnetische velden errond te verklaren. Ze bestaan uit gevangen elektronen waarvan de beweging doorheen het gebied radiogolven produceert. Centaurus A of Alfa Centauri is dus omgeven door een magnetisch veld. Daarnaast werden de alfa- en bètasterren gebruikt om het sterrenbeeld Crux vinden.

Omega Centauri en 47 Tucanae zijn zuidelijke objecten. Ze zijn allebei prachtige bezienswaardigheden, maar danken hun glans aan hun nabijheid. Daarentegen is de helderste noordelijke bolvormige, M 13 in Hercules, weinig meer dan een schemerige lichtvlek, ondanks het feit dat M13 waarschijnlijk 100000 sterren bevat die zo helder zijn als de Zon.

19

Alfa Centauri - de dichtstbijzijnde ster tot de Aarde - is een visueel binair systeem met twee onderdeellichamen die rond elkaar draaien in een periode van ongeveer eenentachtig jaar. De omvang van dit systeem is ongeveer hetzelfde als deze van Sirius.

Astronomen vragen zich af of dit (Centaurus A [=Nevel NGC 5128]) twee sterrenstelsels in botsing zijn, of een ontploffende ster. NGC 5128 verschijnt als een bijna bolvormige bal met een donkere gedraaide band die er dwars doorloopt. Anderzijds blijkt NGC 5128 geen spiraalvormig stelsel te zijn en evenmin een elliptisch stelsel, want dergelijke stelsels bezitten weinig of geen gas en stof.

Merk de paarsgekleurde ‘jet’ (= X-straal) op in het midden:

Centaurus

Het sterrenbeeld heeft 281 sterren met een magnitude groter dan 6,5, hetgeen betekent dat ze zichtbaar zijn voor het blote oog, de meeste van alle sterrenstelsels. Beta Centauri bestaat ook. Alpha Centauri, een van de dichtst bij de Zon staande sterren, vertoont een snelle eigen beweging en zal daardoor binnen 4000 jaren genaderd zijn tot Beta Centauri en er slechts een halve graad meer van verwijderd zijn.

Een verrassing was de detectie van twee bijzonder heldere X-straal dubbelsterren. Enkele jaren nadat Cygnus A een dubbelster bleek te zijn, kwam aan de oppervlakte dat Centaurus ook dubbel was, in feite een dubbel- dubbele. In het centrum van deze gigantische dubbele bron bevindt zich een binaire kern waarin de twee 20

componenten worden gescheiden door ongeveer 5 boogminuten. De hele zaak strekt zich uit over ongeveer 2000000 lichtjaren en vertoont magnetische velden.

Een ster en een begeleidende ster draaien in een baan rond elkaar en een X-straal is zichtbaar als een jet in hun binnenste deel en werkt daar als deeltjesversneller in waarschijnlijk een Zwart Gat. Verder van het Zwarte Gat verwijderd bestaat er een meer diffuse röntgenstraling rond de jet.

Omega Centauri, de grootste bolhoop in onze melkweg, is mogelijk de overgebleven kern van een reeds lang geleden verdwenen dwergstelsel.

In dit beeld zijn lage energie X-stralen rood gekleurd, gemiddelde-energie X-stralen zijn groen en deze met de hoogste energetische röntgenstraling, gedetecteerd door Chandra, zijn blauw en buitengewoon helder. De donkergroene en blauwe banden bijna loodrecht op de jet (in de rechtse foto en in de afbeelding daarboven) zijn stoflanen die X-stralen absorberen. Ze ontstonden toen Centaurus A samensmolt met een ander melkwegstelsel zo’n 100 miljoen jaren geleden.

8) Dubbele Sterren en Sirius

Uit waarnemingen blijkt dat 60 tot 75 procent van alle sterren geen eenlingen zijn, maar in werkelijkheid uit twee of meer sterren bestaan. Men noemt ze ‘dubbelsterren’ of ‘meervoudige sterren’ (in een hogerstaand deel reeds gedeeltelijk besproken). Ongeveer 15 procent van alle sterren zijn alleen, ze zijn single, net als de Zon. Bijna de helft (46 procent) hebben partners, met een ster die om de andere. De rest (39 procent) komen voor in meerdere sterrenstelsels. Sommige sterrenkundigen suggereren dat radiopulsars worden gevormd uit een dubbelstersysteem tijdens een Supernova-explosie die de dubbelster verstoort. Nochtans is slechts 1 van de 149 pulsars bekend als gevormd uit een dubbelster.

Pulsar in de constallatie Taurus met hoge oppervlaktetemperatuur en grote intrinsieke kracht.

21

Het gaat om twee of meer sterren die om elkaar wentelen. Aldus zijn sommige dubbelsterren aan de sterrenhemel met een telescoop waarneembaar als twee sterren die langzaam om elkaar heen bewegen. Voor de meeste dubbelsterren geldt echter dat ze met een optische telescoop niet te scheiden zijn omdat hun componenten te dicht bij elkaar liggen. Zij verraden optisch het feit dat ze dubbel zijn door periodieke veranderingen in lichtsterkte veroorzaakt door onderlinge bedekkingen (eclipsen) of door snelheidsvariaties. Hun perioden zijn meestal kort, de meeste minder dan 100 dagen. Sedert de komst van de radiotelescoop worden de meeste 'spectroscopische' dubbelsterren genoemd, omdat een spectroscopisch onderzoek nodig was om ze te ontdekken. Specifieke verschuivingen van spectraallijnen, heen en weer, geven aan dat men met een dubbelster te doen heeft. Donkere, zogenaamde (absorptielijnen( in het spectrum, duiden op verschillende elementen. Men kan daardoor zien waaruit een ster opgebouwd is en wat haar chemische samenstelling is. Terwijl ze om elkaar heen draaien, komen de sterren beurtelings naar ons toe en bewegen vervolgens weer van ons vandaan. Die beweging is van belang. De absorptielijnen van sterren die zich verwijderen, verschuiven naar het rode deel van het spectrum. Als sterren dichterbij komen, verschuiven ze naar het blauwe deel.Ook veranderingen in snelheid van de twee sterren in een dubbelster worden gemeten met spectroscopische methoden. In spectroscopische dubbelsterren ziet men periodieke verschuivingen in de spectraallijnen optreden, die wijzen op periodieke veranderingen in de radiële snelheid. Deze worden veroorzaakt door de baanbeweging van de ster. De radiële snelheidskromme geeft de radiële snelheid als functie van de tijd.

Palmer heeft vastgesteld, door gebruik te maken van een radio-interferometer met de antennes die in lengte een basislijn vormden van 500000 golflengten op 135 km van elkaar, dat een groot deel van de kleine en verre radiobronnen dubbelsterren zijn.Sommige objecten hebben zeer kleine diameters, kleiner dan een fractie van een boogseconde, waaronder: 3C 48 en 3C 273, een binaire die bestaat uit twee emitterende gebieden en door minder dan 1 boogseconde gescheiden worden, waar dat meestal minstens door 20 boogseconden is. De twee componenten hebben verschillende spectrale indexen en daarom wordt aangenomen dat één van hen zelf een dubbelster is. De bronnen 3C 48, 3C 273, 3 C 9 vertoonden een overmaat aan ultraviolette straling en waren de eerste van een nieuwe categorie kosmische objecten: de reeds hoger vermelde Quasar’s, zoals typisch 3C 147 en 3C 286. Deze bronnen bevinden zich op een afstand van 5300000000 lichtjaren en behoren daarmee tot de verste objecten buiten onze Melkweg waarover betrouwbare metingen beschikbaar zijn.

De structuur van een radio-dubbelstelsel. Deze met behulp van Westerbork-waarnemingen vervaardigde radiokaart van een zwakke bron toont hoe zelfs bij zeer ver verwijderde radiostelsels hun dubbelstructuur kan waargenomen worden.

In onze Melkweg ligt een bekende dubbelster Castor in het sterrenbeeld Tweelingen. Dit blijkt een zesvoudig systeem te zijn met een periode van ongeveer 350 jaar en door zwaartekracht verbonden. De componenten zelf van Castor hebben perioden van ongeveer 3 en 9 dagen, terwijl een derde ster, detecteerbaar met een kleine telescoop, deel uitmaakt van het systeem en zelf ook een binaire is. Twee andere heldere Castor-achtige sterren zijn γ Leonis (400 jaar periode) en γ Virginis (180 jaar periode).

22

Veel heldere sterren hebben vage metgezellen. Een spectaculair voorbeeld is de rode reus Antares (α Scorpii) die met een diameter van 768000000 km éen van de grootste bekende sterren is, want het is in feite een Superreus. Tegelijkertijd bedraagt zijn massa slechts 30 keer die van de zon, zodat zijn straling zwak is. De begeleider is blauw, maar door het contrast met de heldere ster lijkt hij groen.

Bij Sirius, een zeer heldere ster aan de sterrenhemel, merkte Bessel een merkwaardig feit op. De beweging van Sirius was niet regelmatig, maar vertraagd en weer versneld op een bijzondere manier, met een periode van een halve eeuw. Hij kwam tot hetzelfde besluit (dat hij te doen had met een dubbelster) met betrekking tot de nabijgelegen ster Procyon (α Canis Minoris), die zwakker is, maar nog steeds een van de heldere sterren.

Figuur 565 toont de relatieve baan van Sirius B rond zijn primaire. De periode is een paar weken minder dan 50 jaar. Gedurende een groot gedeelte van deze tijd ligt de metgezel B zeer dicht bij Sirius A en verloren in de schittering van A. Sirius B is een Witte Dwerg en waarschijnlijk de meest bekende van de gekende Witte Dwergen. Hij heeft dezelfde massa als de Zon (Sirius A heeft 21 keer de massa van onze Zon en ongeveer 26 maal de lichtkracht ervan), maar de diameter bedraagt slechts 38000 km, minder dan die van Uranus, waardoor de dichtheid deze van 100000 maal die van water benadert. Maar in feite straalt Sirius B nog tamelijk helder omdat men kan verwachten dat er nog gas stroomt van Sirius A naar Sirius B. Dit is in het bijzonder het geval wanneer een dubbelster ontstaan is uit een cataclysme-Nova (of omgekeerd), waaruit een binair systeem volgde dat bestaat uit een Rode Reus en een Witte Dwerg. We hebben gezien dat in dubbelsterren materiaal kan overgezet worden van de ene ster naar de andere wanneer een Reuzenster uitbreidt buiten haar Roche-kwab. Als materiaal valt op het nog hete oppervlak van een Witte Dwerg ster, kan het materiaal opbouwen tot een schil van waterstof waarbinnen stellaire nucleaire reacties plaatsvinden.

Een bekende dubbele ster aan de sterrenhemel staat ten noordoosten van het sterrenbeeld Ursae Majoris en is (Mizar) met een veel zwakkere ster (Alcor).

23

Een andere mooie dubbelster aan de sterrenhemel is (), een rijke gele ster met een zwakkere blauwachtige metgezel op een afstand van 35 ". Cygni is de meer interessante van het koppel. Het is in feite een origineel binair systeem met een periode van ongeveer 700 jaar. De heldere radiobron aan de hemel, Cygni, werd eerst door de Mount Palomar Sterrenwacht optisch geïdentificeerd als een zwak neveltje, maar bleek na detectie met een radiotelescoop een op grote afstand staand sterrenstelsel te zijn dat zich tengevolge van de expansie van het heelal met een snelheid van 16000 km/s van ons wegbeweegt.70 Ophiuchi, een andere dubbelster, heeft een massa gelijk aan die van 12 Jupiter’s. en 70 Ophiuchi zijn naaste buren van de Zon, en hun afstanden tot de Zon bedragen respectievelijk 11 en 16 lichtjaren.

Albireo is een echt binair systeem, maar de beweging is onvoorstelbaar traag: de periode bedraagt duizenden jaren. De vraag stelt zich waarom twee soms zeer ongelijksoortige sterren samen gevormd zijn. De primaire, zo te zien aan haar kleur, is soms een K-ster, terwijl de metgezel, die in de klasse B valt, zeer veel heter is. Andere lichte binaire sterren hebben een veel kortere periode.

9) Tweelichamenprobleem en dubbelsterren

De Zon is een eenling en behoort dus tot de minderheid. Sterren die, vanaf de Aarde gezien, slechts toevallig vlak bij elkaar aan de sterrenhemel staan, worden optische dubbelsterren genoemd. Hun onderlinge afstand kan echter zeer groot zijn. De veel interessantere fysische dubbelsterren daarentegen, horen wel bij elkaar. Ze bewegen om een gemeenschappelijk zwaartepunt en zijn ook gezamenlijk ontstaan.

Dat twee sterrenhemellichamen om een gemeenschappelijk zwaartepunt kunnen draaien hebben we reeds met een figuur bekeken in een vorig deel (over dubbel- en meervoudige sterren). De algemene eigenschap zegt: het zwaartepunt van twee massa's verdeelt hun verbindingslijn in twee stukken waarvan de lengten zich omgekeerd verhouden als de massa's. Het zwaartepunt van twee massa’s m1 en m2 met onderlinge afstand r bevindt zich op r1 van m1 en r2 van m2, met r1/r2 = m2/m1.

De cirkelbaanbeweging van twee massa's om hun gemeenschappelijk zwaartepunt zal dus verlopen zoals geïllustreerd in het volgend voorbeeld:

In het geval van binaire sterren worden de heldere en zwakke leden soms aangeduid als respectievelijk A en B.

24

Op elk ogenblik is de onderlinge afstand r tussen de twee massa's = r1 + r2 maar m1 (=A) beschrijft een cirkel met straal r1 en m2 (=B) een cirkel met straal r2. De snelheden v1 en v2 van de twee massa's verhouden zich net zoals hun baanstralen, omdat v1 ≈ 2*π*r1 en v2 ≈ 2*π*r2 (≈ is: ‘evenredig met’…). De banen die de twee componenten van een dubbelster beschrijven, zijn echter meestal niet zuiver cirkelvormig, zoals hierboven reeds aangetoond met Sirius A en vooral Sirius B.

X-straal dubbelsterren

Astronomen praten over nauwe (= dicht bij elkaar liggende) dubbelsterren als verklaring voor zowel pulserende X-straal bronnen als optische Novae. Bijna maandelijks vinden X-straal satellieten zoals Ariel 5 nieuwe soorten dubbelsterren. Sommigen daarvan zijn Bursters die oplaaien binnen enkele seconden en daarna snel verdwijnen, zodat de hele gebeurtenis voorbij is binnen een paar minuten. Andere bronnen flikkeren op en sterven terug regelmatig, met een grote opflakkering die gevolgd wordt door een lange rustige periode, terwijl een kleine opflakkering kan gevolgd worden door een korte rustige periode. Het is waarschijnlijk dat deze toestand veroorzaakt wordt door een opeenhoping van materiaal in de stroming van de ene naar de andere ster en de plotselinge verwarming van deze laatste.

Dan zijn er de X-straal Novae, die de X-straal sterrenhemel gedurende een paar weken kunnen domineren op een bepaald tijdstip van het jaar. Hoogenergetische elektronen spiraleren rond magnetische veldlijnen waardoor ze een X-straal-emissie produceren. Deze emissie gebruikt de energie van de elektronen snel op, zodat de elektronen voortdurend opnieuw moeten versneld worden (tot bijna de lichtsnelheid), anders verdwijnen de X- stralen.

10) Cygnus

We hebben het in vorige beschouwingen reeds gehad over de extragalactische Cygnus in het sterrenbeeld de Zwaan. Vandaag is één van de meest opmerkelijke van de thermische bronnen, vanuit het oogpunt van de radioastronoom, . Vroeger kon men alleen maar ongeveer een twintigste deel van onze Melkweg zien met optische telescopen . Een opmerkelijke thermische bron vanuit het oogpunt van de radio-astronoom is Cygnus X. Gaswolken suggereren een complexe structuur, hoewel het grootste deel van deze regio optisch onzichtbaar is door stofwolken. Veel HII-bronnen zoals Cygnus X kunnen waargenomen worden met radiotelescopen die dwars door verduisterende wolken zien. De grootte van de elektronendichtheid ligt in de Cygnus-omgeving tussen 5 en 50 per kubieke cm.

Een radiobeeld van de Cygnus-X omgeving op een frequentie van 790 MHz. De bundel-breedte van de radiotelescoop (NRAO, GBT,West Virginia) op deze frequentie is ongeveer 16 boogminuten.

Ongeveer alle niet-thermische Melkwegbronnen zijn geïdentificeerd als overblijfselen van Supernovae, catastrofale explosies van sterren tijdens dewelke een schil van gas werd uitgestoten als overblijfsel van een ster. Deze buitenschaal kan een tiende of meer vertegenwoordigen van de massa van onze Zon en de hierbij 25

betrokken energie, 105 waterstofbommen, zoals reeds hogerstaand vermeld. Eeuwen na de explosie is de schelp uitgegroeid tot een Nevel, die zichtbaar is vanaf de Aarde. In sommige gevallen is de rest van de oorspronkelijke explosie verworden tot een nieuwe heldere ster, die vervaagde en verdween na een paar maanden. Twee dergelijke gevallen, maar die wel overbleven, zijn de Cygnus Lus en I.C. 443 . Ze bevatten zeer hete sterren, vermoedelijk afkomstig van een exploderende ster waarvan de fragmenten nog steeds bewegen met snelheden tot enkele duizenden kilometers per seconde.

I.C. 443

De extragalactische Cygnus, ook zichtbaar aan de Melkweg sterrenhemel, was een eigenaardige, verwrongen Nevel onder een losse cluster van melkwegstelsels, met twee kleine heldere kernen in de buurt van het centrum die van op grote afstand slechts door twee boogseconden gescheiden waren. Het waargenomen systeem leek op twee sterrenstelsels in botsing, Cygnus A (radiobron) genoemd, op een afstand van 170000000 parsec of ongeveer 550000000 lichtjaren van de Aarde en optisch bijzonder helder.

Een nog verder afgelegen sterrenstelsel is een Nevel in de richting van het sterrenbeeld Boötes en is 4500000000 lichtjaren van ons verwijderd. Het licht van dit sterrenstelsel is, net als bij andere verre sterrenstelsels, veel roder dan dat van onze buren. Deze roodheid neemt toe met de afstand en gaat gepaard met een evenredige verschuiving in de golflengte van de spectraallijnen. Het radiofrequentiespectrum van Cygnus A bleek overeen te komen met een synchrotronmechanisme en er kwam voldoende energie beschikbaar tijdens de botsing om de daaruit voortvloeiende straling nog meer dan een miljoen jaar te laten aanhouden. De totale duur van de botsing is van de orde 106 jaar en in een deel van de botsing die nog bezig is en zich in zijn geheel met een snelheid van 3000 km/s beweegt, is nog kinetische energie aan het vrijkomen, gelijk aan 1050 erg. De twee sterrenstelsels (Cygnus A) die men hieronder ziet, botsen met een aanvaring die begon in het zuiden en vorderde naar het noorden, waar de interactie tussen de afzonderlijke gasmassa's van de twee sterrenstelsels vandaag nog bezig is. Verder naar het zuiden, waar de botsing voorbij is, heeft zich een gecombineerde gasmassa gevormd die door de botsing in een zeer verhitte en geëxciteerde toestand verkeert.

26

De binaire structuur van de Cygnus A- bron. Ze bestaat uit twee bijna symmetrische lobben die elk ongeveer een minuut lang zijn in de richting van de hoofdas en ongeveer dertig boogsekonden breed in de richting loodrecht daarop. Het centrum van de emissie tussen de twee uit elkaar geplaatste lobben bedraagt 1 tot 5 minuten, gemeten onder een hoek van 100° op 127 MHz.

De Cygnus bron strekt zich uit over ongeveer een half miljoen lichtjaren en de waarnemingen van een lineair gepolariseerde emissie zouden impliceren dat daar ter plaatse een magnetisch veld en een geïoniseerd gas sterk met elkaar gekoppeld zijn door de sterke geleidbaarheid van het gas. De lineaire polarisatie werd op langere golflengten gedetecteerd. De invloed van de Faradayrotatie was buitengewoon groot, ongeveer 1200 radialen/m2 tegenover 16 rad/m2 voor de Stier A (Melkweg) bron en 52 rad/m2 voor Centaurus A. Er bestond geen detecteerbare circulaire polarisatie bij geen enkele van de drie: Cygnus A, Centaurus A of Virgo A.

De radiogalaxie Virgo A (NGC4486) heeft een unieke jet die zich vanaf de kern der optisch onzichtbare Corona uitstrekt tot ver buiten de zichtbare nevel. De helderheidstemperatuur aan de buitenzijde bedraagt ongeveer 2 °K en stijgt in stappen van 2 °K tot 16 °K nabij het centrum van de Melkweg.

Radiojets in interactie met sterren en inter-galactisch gas. De lichtpuntjes stellen geen sterren voor, maar volledige melkwegstelsels op zeer grote afstanden in het Heelal.

Wanneer de antenne van een radiotelescoop gericht werd op het sterrenbeeld Cygnus A, was de signaalsterkte na versterking fluctuerend of twinkelend, maar zo sterk dat men zelfs met slechts matig grote radiotelescopen gemakkelijk radiobronnen kan waarnemen die 1000 maal zwakker zijn dan Cygnus A. Als een spectrograaf gericht wordt op Cygnus A, varieert het signaal langzaam met de frequentie, maar het blijft wel zeer sterk. Bij andere, minder continu radiostraling uitzendende systemen, zoals spiraalstelsels, worden twee spectrale pieken A en B geïnterpreteerd als straling van HI concentraties in spiraalarmen met verschillende radiale snelheden. Om aan te geven met welke kracht de nu nog bezig zijnde botsing die daar op die grote afstand plaatsheeft in Cygnus A, hebben sterrenkundigen vandaag berekend dat een totale energie van 1061 erg ontwikkeld wordt, geproduceerd door de botsing aan van twee stelsels die elk een massa van 1010 zonnemassa’s bezitten en met een snelheid van 1000 km/s op elkaar invliegen.

Een vergelijkbaar (DA 240) systeem met Cygnus A werd gevonden met de Westerbork telescoop in Nederland:

27

Een foto van het radiomelkwegstelsel DA240, op een afstand van 600 miljoen lichtjaren van ons verwijderd, gevonden met de Synthese Radiotelescoop te Westerbork. Het betreft hier een dubbele radiobron, vergelijkbaar met, maar groter dan Cygnus A. Het eigenlijke melkwegstelsel bevindt zich in het midden, en is een zeer krachtige bron van radiostraling. Aan onze sterrenhemel is het stelsel ongeveer even groot als de maan maar in werkelijkheid bedraagt de afmeting 6 miljoen lichtjaren.

NGC 1275 is een ander voorbeeld van twee botsende stelsels, maar dan wel uitgegroeid tot een Superreus. Men dacht oorspronkelijk dat het ging om de botsing van twee spiraalvormige nevels, een open Sc-soort spiraal en de andere een strak gewikkelde spiraal van het type Sa, maar de Sc spiraal bleek een relatieve snelheid van 3000 km/s te bezitten.

De rood-oranje vlek in het midden is de X-straling rond een massief Zwart Gat. De witte kronkelende lijnen vertegenwoordigen eveneens een sterke X-straling van 20 miljard sterren. De gele zones duiden deeltjes aan met grote energie die uitgeworpen werden tijdens een explosie van honderden miljoenen jaren geleden. De heetste delen hebben een temperatuur van 30 miljoen graden Celsius, gegeven door de lichte blauwe zones. Die zijn reeds afgekoeld vanaf 70 miljoen graden Celsius in het midden. Terwijl de optische waarneming betiteld wordt als NGC1275, of Perseus A, heet deze radio-opname 3C84.

Met de invoering van centimetergolfapparatuur en van de smalle luchtfotobundels, werd het sterrenbeeld Cygnus X (= thermische bron) gevonden. Deze bron bleek een vlak spectrum te bezitten in het gebied van 25 28

cm tot 3 m. Zo'n spectrum en de waargenomen helderheid-temperatuur was consistent met een thermische oorsprong in ijl geïoniseerd gas.

Verwantschappen met de vorige bronnen treden op bij de P Cygni-sterren die bijna altijd met zwermen van O- en B-sterren geassocieerd schijnen te zijn, en tussen M-sterren met zeer hoge absolute helderheid die sterker naar het Melkwegvlak geconcentreerd zijn dan de gewone M-reuzen en die, tezamen met O- en B-sterren, o.a. opgemerkt werden in de zwerm die de open sterrenhopen van de hierboven reeds vermelde h en χ Persei omgeeft.

Tussen Boötes en Lyra liggen de sterrenbeelden van Corona Borealis (= de Noordelijke Kroon) en Hercules. Corona Borealis is een kleine constellatie van zes kleine sterren, de helderste van de tweede magnitude. Een cluster in het sterrenbeeld Corona Borealis ligt op zo'n 360 miljoen lichtjaren van ons en beweegt zich met een snelheid van 21000 km/sec van ons weg. Dit resultaat suggereert de mogelijkheid om nog andere clusters te kunnen detecteren die zich zó snel van ons verwijderen dat hun snelheid de lichtsnelheid benadert. Conventionele optische metingen met roodverschuivingtechnieken kunnen dit bijna niet meer aan omdat de afstanden groter worden dan 5000 miljoen lichtjaren. Daarom stemt men de ontvangers van radiotelescopen niet meer af op 1420,4 MHz, maar op op 425 MHz.

Een van de mooiste voorbeelden van een cluster is de grote bolvormige in het sterrenbeeld Hercules, met meer dan 5000 sterren en op een heldere, donkere nacht zichtbaar voor het blote oog als een lichtvlek. Het sterrenbeeld Hercules is zeer uitgebreid, maar bevat geen enkele ster die helderder is dan een derde magnitude .

29

In de nabijheid van Lyra, aan de kant links van Hercules, staan de sterrenbeelden van Cygnus en Aquila. Van deze twee ligt de eerste dichter bij de Poolster. In Aquila liggen drie van de helderste sterren bijna in een lijn en dicht bij elkaar. De middelste van de drie is Altair, een geelachtige ster van eerste magnitude.

Afbeelding van het radio-melkwegstelsel Hercules A. Deze opname werd gemaakt op 5 december 2012 met het VLA (=Very Large Array) telescoopsysteem in Nieuw Mexico.

De Melkweg Hercules A in het midden van de afbeelding gelijkt op een normale elliptische Melkweg in zichtbaar, optisch licht. Wanneer men dit stelsel echter gaat onderzoeken met radiogolven, dan blijkt uit het midden een reusachtige plasmastraal te vertrekken die wel een miljoen lichtjaren lang is. Dit wijst er op dat de centrale Melkweg (3C 348 genoemd) in dit systeem meer dan 1000 keren massiever is dan onze eigen Melkweg, en datzelfde geldt voor het Zwart Gat in het midden daarvan, dat ook 1000 keren massiever is dan het Zwart Gat in het centrum van onze eigen Melkweg.

De overblijfselen van ontplofte en botsende sterren bevatten een overvloedige toevoer van hoge energie deeltjes die ook een zwak magnetisch veld uitstralen. Tijdens processen waarin alle waterstof is opgebruikt, wordt het inwendige van de ster intens warm en heliumkernen trekken samen om zware elementen te vormen. Hierbij komt zoveel energie vrij (waarvan we zojuist enkele machten van 10 konden vaststellen), dat de ster uit elkaar scheurt.

30