Glossarium astronomicum

Terug naar de woordenlijst

Een variabele ster is een ster die voor waarnemers in de loop van de tijd duidelijke veranderingen in helderheid vertoont. De helderheid van alle sterren verandert in de loop van miljoenen of miljarden jaren als gevolg van stellaire evolutie. De term variabele ster wordt doorgaans gereserveerd voor sterren waarvan de helderheid varieert op tijdschalen die veel korter zijn dan hun evolutionaire tijdschalen.

Er zijn verschillende mogelijke fysische mechanismen die tot variabiliteit kunnen leiden. Sommige sterren, zoals Cepheïde-variabelen of RR Lyrae-sterren, zijn onstabiel en pulseren, waardoor hun grootte en helderheid veranderen.

Andere sterren kunnen helder materiaal uitstoten dat de totale waargenomen helderheid verhoogt (“eruptieve variabelen”). Sterren die cataclysmische variabelen of nova's worden genoemd, vertonen een plotselinge toename in helderheid, gevolgd door een terugkeer naar hun vorige niveau. In dergelijke systemen gaat het om een paar sterren, waarbij materie van de ene ster naar de andere stroomt en ontbrandt in een kernfusiereactie zodra een bepaalde drempel wordt bereikt. De ene of de andere begeleider ondergaat de cataclysmische explosie en wordt helderder.

Andere sterren lijken variabel omdat ze roteren, waardoor ze ons afwisselend een helderdere en een minder heldere kant laten zien, of omdat er in werkelijkheid twee sterren om elkaar heen draaien, waarbij de ene ster periodiek achter zijn metgezel verduisterd wordt. Deze laatste klasse van dubbelsterren staat bekend als eclipsende dubbelsterren.

Gerelateerde termen:

• Cepheïde-variabele
• Nova
• Kernfusie
• Sterevolutie
• Zonnevlek
• Supernova
• Witte dwerg
• Accretie

Terug naar de woordenlijst

Een variabele ster is een ster die voor waarnemers in de loop van de tijd duidelijke veranderingen in helderheid vertoont. De helderheid van alle sterren verandert in de loop van miljoenen of miljarden jaren als gevolg van stellaire evolutie. De term variabele ster wordt doorgaans gereserveerd voor sterren waarvan de helderheid varieert op tijdschalen die veel korter zijn dan hun evolutionaire tijdschalen.

Er zijn verschillende mogelijke fysische mechanismen die tot variabiliteit kunnen leiden. Sommige sterren, zoals Cepheïde-variabelen of RR Lyrae-sterren, zijn onstabiel en pulseren, waardoor hun grootte en helderheid veranderen.

Andere sterren kunnen helder materiaal uitstoten dat de totale waargenomen helderheid verhoogt (“eruptieve variabelen”). Sterren die cataclysmische variabelen of nova's worden genoemd, vertonen een plotselinge toename in helderheid, gevolgd door een terugkeer naar hun vorige niveau. In dergelijke systemen gaat het om een paar sterren, waarbij materie van de ene ster naar de andere stroomt en ontbrandt in een kernfusiereactie zodra een bepaalde drempel wordt bereikt. De ene of de andere begeleider ondergaat de cataclysmische explosie en wordt helderder.

Andere sterren lijken variabel omdat ze roteren, waardoor ze ons afwisselend een helderdere en een minder heldere kant laten zien, of omdat er in werkelijkheid twee sterren om elkaar heen draaien, waarbij de ene ster periodiek achter zijn metgezel verduisterd wordt. Deze laatste klasse van dubbelsterren staat bekend als eclipsende dubbelsterren.

Gerelateerde termen:
• Cepheïde-variabele
• Nova
• Kernfusie
• Sterevolutie
• Zonnevlek
• Supernova
• Witte dwerg
• Accretie

Terug naar de woordenlijst

Een coronale massa-uitbarsting (of CME) is de explosieve uitstoot van zonneplasma en het bijbehorende magnetische veld van de zon (en andere soortgelijke sterren) naar de heliosfeer (of astrosfeer bij andere sterren). CME's zijn magnetische explosies die doorgaans gepaard gaan met zonnevlammen. Een CME is een fysieke uitstoot van materiaal, in tegenstelling tot een “vlam”, die beperkt blijft tot de zichtbare straling. CME's variëren sterk in structuur, dichtheid en snelheid. CME's die de aarde raken, kunnen leiden tot aanzienlijke geomagnetische stormen.

Gerelateerde termen:
• Aurora
• Zonnevlam

Terug naar de woordenlijst
Proxima Centauri, ook bekend als Alpha Centauri C, is de ster die het dichtst bij de zon staat, op een afstand van 4,24 lichtjaar (1,302 parsec) of ongeveer 40 biljoen kilometer. Het is een rode dwergster, kleiner dan de zon in omvang en massa, en daarom te zwak om met het blote oog te zien. Op het moment van schrijven is er één bevestigde planeet die rond Proxima Centauri draait. Deze planeet is Proxima Centauri b genoemd en draait in de zogenaamde bewoonbare zone van de ster. Twee andere kandidaat-planeten, Proxima Centauri c en d, zijn nog niet bevestigd. Samen met Alpha Centauri A en B vormt Proxima Centauri het Alpha-Centauri-sterrenstelsel, dat bestaat uit drie sterren die door zwaartekracht aan elkaar gebonden zijn.

Gerelateerde termen:
• Exoplaneet
• Rode dwerg
• M-type ster

Terug naar de woordenlijst

De intrinsieke helderheid van een ster hangt af van zijn temperatuur en fysieke grootte. Warmere sterren zijn helderder, net als grotere sterren. Het spectrale type categoriseert sterren op basis van het uiterlijk van hun spectraallijnen. Dit volgt grofweg de veranderingen in temperatuur. De lichtkrachtklasse categoriseert sterren op basis van hoe helder ze zijn in vergelijking met andere sterren van hun spectrale type. Romeinse cijfers worden gebruikt om de lichtsterkteklasse aan te duiden: sterren in de hoofdreeks die waterstof verbranden, worden geclassificeerd als dwergen (V). De klasse van de zon is bijvoorbeeld G2 V. Daarboven liggen (in volgorde van toenemende grootte en helderheid) subreuzen (IV), reuzen (III), heldere reuzen (II) en superreuzen (Ib voor minder heldere en Ia voor de meest heldere). Dit zijn allemaal soorten geëvolueerde sterren die klaar zijn met het verbranden van waterstof in hun kern. Metaalarme subdwergen zijn waterstofverbrandende sterren met een laag metaalgehalte die onder de hoofdreeks liggen. Ten slotte liggen witte dwergen (sterrenresten) nog verder onder de hoofdreeks.

Gerelateerde termen:
• Dwergster
• Reuzenster
• Hertzsprung-Russell (HR)-diagram
• Spectraaltype
• Superreus
• Subdwergster
• Subreus

Terug naar de woordenlijst

Een ster met spectraaltype “G”. Astronomen identificeren G-type sterren aan de hand van de aanwezigheid van sterke absorptielijnen van geïoniseerd calcium; meer in het algemeen zijn absorptielijnen van metalen sterker in G-type sterren dan in warmere sterren (zoals F-type sterren) en zwakker dan in koelere sterren (zoals K-type sterren). G-type sterren hebben typische (effectieve) temperaturen tussen ongeveer 5200 kelvin (K) en 6000 K. In vergelijking met andere sterren zien ze er voor het menselijk oog geel uit, tenzij interstellaire of atmosferische roodverkleuring een belangrijke rol speelt.

G-type sterren die hoofdreekssterren zijn, dat wil zeggen sterren die in hun kern waterstof tot helium verbranden door middel van kernfusie, worden gele dwergen genoemd. De zon is een voorbeeld van een G-type ster die een gele dwerg is.

Gerelateerde termen:
• Spectraaltype
• Ster
• Zon
• Roodkleuring
• Effectieve temperatuur
• Absorptielijn

Terug naar de woordenlijst
Op aarde is de zwaartekracht vrijwel constant en wijst deze naar wat wij ‘beneden’ noemen. Maar over grotere afstanden variëren de sterkte en richting van de zwaartekracht, en die verschillen worden getijdenkrachten genoemd. De aarde en de maan draaien bijvoorbeeld om een gemeenschappelijk zwaartepunt vanwege hun wederzijdse zwaartekracht, maar objecten aan de kant van de aarde die dichter bij de maan staan, worden iets sterker naar de maan toe versneld, terwijl objecten aan de andere kant van de aarde iets minder worden versneld. Het oceaanwater van de aarde volgt deze getijdenversnellingen en vormt “getijdenbulten” direct onder de maan en aan de andere kant, wat de getijden van de aarde veroorzaakt.

Gerelateerde termen:
• Zwaartekracht
• Getijdenvergrendeling

Terug naar de woordenlijst

De Magelhaense Wolken zijn twee sterrenstelsels die rond de Melkweg draaien. De Grote Magelhaense Wolk (LMC) heeft een diameter van ongeveer 14.000 lichtjaar en de Kleine Magelhaense Wolk (SMC) heeft een diameter van ongeveer 7000 lichtjaar. De SMC is een onregelmatig sterrenstelsel, maar de LMC had mogelijk een spiraalstructuur voordat deze werd verstoord door getijdenkrachten van de zwaartekracht van de Melkweg. Beide sterrenstelsels zijn met het blote oog zichtbaar als vage gloed. Deze sterrenstelsels zijn al duizenden jaren bekend bij de volkeren van de equatoriale en zuidelijke regio's van de aarde, die ze vele namen hebben gegeven. Middeleeuwse islamitische astronomen kenden ze uit de verhalen van reizigers. Hun Europese naam is afkomstig van Ferdinand Magellaan, tijdens wiens reizen enkele van de eerste Europese waarnemingen van deze sterrenstelsels werden gedaan.

Gerelateerde termen:
• Dwergsterrenstelsel
• Onregelmatig sterrenstelsel
• Melkweg
• Spiraalvormig sterrenstelsel
• Getijdenkracht

Terug naar de woordenlijst

De Magelhaense Wolken zijn twee sterrenstelsels die rond de Melkweg draaien. De Grote Magelhaense Wolk (LMC) heeft een diameter van ongeveer 14.000 lichtjaar en de Kleine Magelhaense Wolk (SMC) heeft een diameter van ongeveer 7000 lichtjaar. De SMC is een onregelmatig sterrenstelsel, maar de LMC had mogelijk een spiraalstructuur voordat deze werd verstoord door getijdenkrachten van de zwaartekracht van de Melkweg. Beide sterrenstelsels zijn met het blote oog zichtbaar als vage gloed. Deze sterrenstelsels zijn al duizenden jaren bekend bij de volkeren van de equatoriale en zuidelijke regio's van de aarde, die ze vele namen hebben gegeven. Middeleeuwse islamitische astronomen kenden ze uit de verhalen van reizigers. Hun Europese naam is afkomstig van Ferdinand Magellaan, tijdens wiens reizen enkele van de eerste Europese waarnemingen van deze sterrenstelsels werden gedaan.

Gerelateerde termen:
• Dwergsterrenstelsel
• Onregelmatig sterrenstelsel
• Melkweg
• Spiraalvormig sterrenstelsel
• Getijdenkracht

Terug naar de woordenlijst

In de astronomie is precessie de geleidelijke verandering van de rotatieas of de baanparameters van een object. De belangrijkste precessie in de astronomie is de precessie van de aardas. De licht afwijkende bolvorm van de aarde, in combinatie met de zwaartekracht van de zon en de maan, zorgt ervoor dat de rotatieas van de aarde in ongeveer 26.000 jaar een kegel beschrijft. Dit leidt tot geleidelijke veranderingen in de posities van de hemelpolen en het hemelcoördinatensysteem. Ook de positie van de zon bij de equinoxen verandert, waarbij de posities van de zon bij de lente- en herfstequinox in een cyclus van 26.000 jaar door de sterrenbeelden van de dierenriem bewegen.

Ook de oriëntatie van banen kan precesseren. De banen van planeten en andere objecten rond de zon zijn elliptisch. De oriëntatie van deze ellipsen kan in de loop van de tijd geleidelijk veranderen. Het bekendste voorbeeld is de precessie van de baan van Mercurius. Het dichtstbijzijnde punt van de baan van Mercurius rond de zon verandert geleidelijk en beweegt zich zeer langzaam rond de zon, over een periode van meer dan twee miljoen jaar. De snelheid waarmee de baan van Mercurius op deze manier verandert, kan niet goed worden gemodelleerd door de klassieke mechanica. De juiste modellering van dit effect was een van de belangrijkste tests die Einsteins algemene relativiteitstheorie met succes doorstond. Een andere opmerkelijke precessie is de precessie van de baan van de maan rond de aarde.

Gerelateerde termen:
• Equinox
• Hemelcoördinaten
• Hemelpool
• Rotatie van de aarde
• Baan
• Algemene relativiteitstheorie
• Aardas
• Rotatie