Glossarium astronomicum

Rode superreus

Ook bekend als M-superreus

Een rode superreus is een ster met een relatief koel oppervlak, maar met een straal die doorgaans honderden of zelfs duizenden keren zo groot is als die van een hoofdreeksster zoals onze zon. Door de lagere temperatuur ziet het oppervlak er roodachtig uit, terwijl de grote diameter ervoor zorgt dat de ster aanzienlijk helderder schijnt dan onze zon.

Rode superreuzen worden op dezelfde manier gevormd als rode reuzen, maar dan uit voorlopers die aanzienlijk zwaarder zijn. Beide soorten waren oorspronkelijk hoofdreekssterren, dat wil zeggen sterren zoals onze zon die via kernfusie waterstof in hun kern omzetten in helium (hoewel rode superreuzen een veel grotere massa hebben dan de zon). Wanneer een dergelijke ster geen waterstofbrandstof meer heeft, begint hij helium om te zetten in zwaardere elementen. Op dat moment zet de ster uit, waarbij het oppervlak afkoelt, en door de toegenomen omvang wordt de ster helderder. De resterende levensduur van rode superreuzen bedraagt slechts enkele tienduizenden jaren.

Voorbeelden van rode superreuzen zijn Betelgeuze, in Orion, en Antares, in Scorpius. Net als rode reuzen zijn rode superreuzen gevoelig voor pulsatie en massaverlies. De meeste, mogelijk alle, rode superreuzen eindigen in een supernova-explosie, waarbij ze een groot deel van hun gas uitstoten en hun kernen instorten tot neutronensterren of zwarte gaten.

Gerelateerde termen:

• Hoofdreeks
• Rode reus
• Spectraaltype
• Ster
• Sterevolutie
• Supernova
• M-type ster
• Orion

Rode reus

Ook bekend als M-reus

Een rode reus is een ster met een relatief koel oppervlak, maar met een diameter die doorgaans tientallen, of soms honderden keren groter is dan die van een hoofdreeksster zoals onze zon. Door de relatief lage temperatuur ziet het oppervlak er roodachtig uit, terwijl de grote diameter ervoor zorgt dat de ster aanzienlijk helderder schijnt dan onze zon. Rode reuzen waren oorspronkelijk hoofdreekssterren, dat wil zeggen sterren zoals de zon die via kernfusie waterstof in hun kern omzetten in helium. Wanneer een dergelijke ster geen waterstofbrandstof meer heeft, begint hij helium om te zetten in zwaardere elementen. Op dat moment zet de ster uit, waarbij het oppervlak afkoelt, en door zijn grotere omvang wordt de ster helderder. De zon zal over miljarden jaren de fase van rode reus ingaan, op dat moment zal het leven op aarde waarschijnlijk niet meer bestaan.

Voorbeelden van rode reuzen zijn Arcturus in het sterrenbeeld Boötes en Mira in het sterrenbeeld Cetus. Rode reuzen zijn instabiel door pulsatie (een oscillatie waarbij de ster herhaaldelijk kleiner en groter wordt) en kunnen door deze pulsatie in helderheid variëren. De ster Mira is een extreem voorbeeld dat in helderheid kan variëren met een factor 1000. In de spectrale classificatie die door astronomen wordt gebruikt, zijn rode reuzen meestal van het spectrale type M, en sommige zijn van het spectrale type K. Rode reuzen lijken op zogenaamde rode superreuzen, maar hebben een lagere massa.

Gerelateerde termen:

• Hoofdreeks
• Rode superreus
• Ster
• Stellaire evolutie
• Supernova
• M-type ster

Rode dwerg

Ook bekend als M-dwerg ] Een rode dwerg is een kleine ster met een lage massa en een effectieve temperatuur van minder dan 3900 kelvin (K) (~3600 graden Celsius (°C)). Deze sterren zien er voor het menselijk oog roder uit dan gele sterren zoals de zon, maar er zijn geen rode dwergen zichtbaar met het blote oog. Sterren met een massa tussen ongeveer 8% en 50% van de massa van de zon brengen het grootste deel van hun leven door als rode dwergen. Deze sterren fuseren waterstof veel langzamer dan sterren zoals de zon en zijn daardoor zwakker, maar kunnen de waterstoffusie veel langer volhouden. Veel rode dwergen hebben zeer sterke magnetische velden, wat resulteert in meer magnetische stormen en een groter aantal sterrenvlekken dan sterren zoals de zon. De meeste sterren in de Melkweg zijn rode dwergen, evenals de meeste sterren binnen 10 parsec van de zon.

Gerelateerde termen:

• Hoofdreeks
• Melkweg
• Parsec
• Ster
• Effectieve temperatuur
• M-type ster
• Magnetisch veld
• Steractiviteit

Regenboog

De enorme boog met concentrische strepen in de kleuren violet, indigo, blauw, groen, geel, oranje en rood, die zich over de hemel uitstrekt en meestal zichtbaar is na een regenbui, wordt een regenboog genoemd. Wanneer een waarnemer een regenboog ziet, staat de zon achter hem. Een regenboog ontstaat doordat de kleine waterdruppeltjes in de lucht het witte zonlicht door middel van een proces dat dispersie wordt genoemd, door breking in het kleurenspectrum opsplitsen; dit is vergelijkbaar met hoe een prisma werkt. In een normale regenboog wordt het licht één keer binnen de waterdruppeltjes gereflecteerd en door breking verspreid.

Soms zijn er twee in elkaar geneste regenbogen te zien, waarbij de kleuren in de tweede regenboog in omgekeerde volgorde staan. De binnenste, helderdere regenboog wordt de primaire regenboog genoemd, terwijl de buitenste, vage regenboog de secundaire regenboog is. Dit fenomeen van een dubbele regenboog komt relatief weinig voor. De secundaire regenboog ontstaat wanneer het licht naast breking ook twee keer wordt gereflecteerd in de waterdruppeltjes.

Gerelateerde termen:

• Breking
• Spectrum
• Zichtbaar spectrum

Radiogolven

Radiogolven zijn het deel van het elektromagnetische spectrum met de langste golflengte, de laagste frequentie en de laagste energie. Ze variëren van een kortste golflengte van ongeveer 1 millimeter en een frequentie van 300 gigahertz tot vele kilometers in golflengte en megahertz in frequentie. Onze atmosfeer is transparant voor het grootste deel van deze golfband, waardoor radiotelescopen op de grond kunnen worden geplaatst.

Gerelateerde termen:

• Elektromagnetische straling
• Microgolfstraling
• Radiotelescoop

Radiotelescoop

Radiotelescopen ontvangen radiogolven uit de ruimte. Afhankelijk van de waarnemingsgolflengte kunnen ze een paraboolvorm hebben, vergelijkbaar met een satellietschotel met een ontvanger in het brandpunt, of kunnen ze metalen staafvormige figuren hebben die soms dipoolantennes worden genoemd.

De signalen worden vervolgens versterkt en verwerkt door een computer. Een radiotelescoop kan bestaan uit één schotel of uit een aantal antennes die met elkaar zijn verbonden tot een interferometer, waarbij een speciale computer, een correlator genaamd, signalen van de verschillende radiotelescopen combineert om informatie te verkrijgen die vervolgens kan worden verwerkt tot een beeld. Ze observeren voornamelijk radiogolven met frequenties variërend van ongeveer 30 megahertz tot 300 gigahertz, of 10 meter tot 1 millimeter in golflengte.

Afzonderlijke telescopen en ontvangers zijn geoptimaliseerd voor specifieke gebieden binnen deze band. Sommige radiotelescopen zijn geoptimaliseerd om licht met een iets kortere golflengte te observeren in een gebied van het elektromagnetische spectrum dat bekend staat als de submillimeter.

Gerelateerde termen:

• Elektromagnetische straling • Radioastronomie • Radiogolven

Radioastronomie

Radioastronomie is het deelgebied van de astronomie dat zich bezighoudt met de waarneming van radiogolven, een speciaal gebied in het elektromagnetische spectrum. De atmosfeer van de aarde heeft ‘radiovensters’: deze laten radiogolven in bepaalde frequentie- (of golflengte-)bereiken vrijwel ongehinderd door. Daardoor kunnen dergelijke radiogolven van astronomische objecten worden waargenomen met radiotelescopen op aarde.

De typische observatiefrequenties variëren van een bovengrens van ongeveer 300 gigahertz (GHz) tot tientallen megahertz (MHz). Dit komt overeen met golflengten van respectievelijk 1 millimeter (mm) tot tientallen meters. Door naar bijzonder geschikte droge locaties op grote hoogte te gaan, kunnen astronomen zelfs submillimeterwaarnemingen uitvoeren, tot golflengten van ongeveer 0,3 mm, wat overeenkomt met frequenties tot 1 terahertz (THz). De ondergrens van de frequentie van ongeveer 10 MHz is te wijten aan de zogenaamde ionosfeer van de aarde. Dat hooggelegen gebied in onze atmosfeer bevat talrijke geladen deeltjes, die ultralange radiogolven terugkaatsen naar de ruimte.

Radioastronomie stelt ons in staat om de emissie van koud gas in sterrenstelsels en de Melkweg te observeren, zoals atomair waterstof en moleculair gas. Op deze manier kunnen astronomen het diffuse interstellaire medium bestuderen, evenals de gebieden en processen waarin sterren en planeten worden geboren.

Radioastronomie maakt ook de studie mogelijk van zeer energetische objecten zoals pulsars en actieve galactische kernen: in of rond dergelijke objecten worden elektronen versneld in een sterk magnetisch veld, wat leidt tot de emissie van radiogolven die bekend staan als synchrotronstraling. Pulsars en de zeer heldere actieve galactische kernen die bekend staan als quasars werden ontdekt met behulp van radioastronomie, evenals het overblijfsel van de hete oerknalfase van ons universum, de kosmische microgolfachtergrond (CMB).

Hoewel radiogolven uit de ruimte voor het eerst werden gedetecteerd in de jaren 1930, werd radioastronomie pas na 1950 een belangrijke tak van de observationele astronomie.

Gerelateerde termen:

• Elektromagnetische straling
• Radiogolven

Stralingszone

Ook bekend als stralingsomhulsel

Energie wordt vrijgegeven door kernfusiereacties in de kern van een ster en uiteindelijk uitgestraald naar de ruimte vanuit de fotosfeer van de ster. Er zijn verschillende manieren waarop energie wordt getransporteerd van de kern van de ster naar de fotosfeer. De stralingszone, stralingsgebied of stralingsgebied is het gebied binnen een ster waar de energie naar buiten wordt getransporteerd door middel van straling, waarbij fotonen herhaaldelijk worden verstrooid door atoomkernen en elektronen, waarbij ze wat energie verliezen, maar ook nieuwe thermische stralingsfotonen uitstralen. Door de frequente verstrooiing verloopt dit proces traag; in onze zon hebben fotonen duizenden jaren nodig om de stralingszone te doorkruisen.

In de zon ligt de stralingszone tussen de kern en de convectieve zone. In zwaardere sterren is de kern zelf convectief, waarbij de stralingszone zich uitstrekt van de convectieve kern tot de fotosfeer van de ster. Onder 0,3 zonsmassa's hebben sterren helemaal geen stralingszone en zijn ze volledig convectief.

Gerelateerde termen:

• Zonsmassa
• Ster
• Sterstructuur
• Convectiezone
• Elektron
• Sterkern

Radiale snelheid

Wanneer astronomen een ver object observeren, is de radiale snelheid het deel van de beweging van het object langs de gezichtslijn van de waarnemer – waarbij het object zich rechtstreeks van de waarnemer verwijdert of rechtstreeks naar de waarnemer toe beweegt. Radiale snelheden worden gemeten met behulp van het Doppler-effect: Voor astronomische objecten die naar ons toe bewegen, verschuiven de spectraallijnen naar kleinere golflengten (blauwverschuiving); voor objecten die van ons weg bewegen, verschuiven de lijnen naar grotere golflengten (roodverschuiving). Radiale snelheid is altijd relatief ten opzichte van een waarnemer.

Nauwkeurige metingen geven vaak hun resultaten weer in termen van radiale beweging ten opzichte van het zwaartepunt van het zonnestelsel (“barycentrisch”), waarbij de invloed van de beweging van de aarde rond de zon wordt afgetrokken. Objecten die om elkaar heen draaien, hebben radiale snelheden die in de loop van de tijd variëren. Het effect is het sterkst wanneer we toevallig het baanvlak vanaf de zijkant zien. In dat geval zal de baanbeweging periodiek en om beurten elk van de objecten rechtstreeks van ons af en rechtstreeks naar ons toe brengen. Radiale snelheidsmetingen kunnen worden gebruikt om dergelijke baanbewegingen af te leiden, zelfs wanneer de objecten zelf niet afzonderlijk zichtbaar zijn.

Aangezien hogere massa's hogere snelheden veroorzaken, kunnen dergelijke metingen worden gebruikt om de massa's van de rondcirkelende objecten te schatten. Dit is gebruikt om dubbelsterren of exoplaneten die rond sterren cirkelen te ontdekken, en om de massa's van sterrenclusters en hele sterrenstelsels te reconstrueren. Een systematische analyse van de afstanden en radiale snelheden van sterrenstelsels leidde tot de ontdekking van de kosmische uitdijing.

Gerelateerde termen:

• Dopplereffect
• Spectrum

Quasar

Ook bekend als quasi-stellair object (QSO)

Quasars, een afkorting van quasi-stellaire radiobron, zijn verre extragalactische bronnen. Quasars zien eruit als sterren (vandaar quasi-stellair) en werden aanvankelijk gedetecteerd met radiotelescopen. Waarnemingen tonen aan dat ze verband houden met het gebied rond de meest massieve superzware zwarte gaten in het centrum van sterrenstelsels. Quasars zijn een subklasse van actieve galactische kernen (AGN), waartoe ook radio- en Seyfert-sterrenstelsels, blazars en laag-ionisatie nucleaire emissielijnregio's (LINER's) behoren. Quasars kunnen wel 100 keer helderder zijn dan hun gaststerrenstelsel. Sommige hebben ook gigantische stralen die in wisselwerking staan met het gas rond en binnen hun gaststerrenstelsel. Vanwege hun hoge helderheid kunnen quasars worden gebruikt om verre sterrenstelsels, tussenliggende sterrenstelsels en het intergalactische medium te bestuderen. 3C 273 was de eerste quasar die werd ontdekt.

Gerelateerde termen:

• Actieve galactische kern
• Zwart gat
• Radioastronomie