De vier reuzenplaneten in ons zonnestelsel (Jupiter, Saturnus, Uranus en Neptunus) – voor exoplaneten kunnen we dat nog niet zeggen – worden omringd door talloze kleine stukjes ijs of gesteente, variërend in grootte van micrometers tot meters, in de vorm van grote ringen. De meest spectaculaire ringen zijn die rond Saturnus: een ingewikkeld systeem van ringen, gescheiden door openingen. Een deel van die structuur is ontstaan door interactie met de grotere manen van Saturnus, en twee openingen zijn ontstaan door kleine manen die daarbinnen cirkelen. Er zijn verschillende hypothesen over hoe de ringen zijn ontstaan, waarvan de meeste betrekking hebben op een maan die door de zwaartekracht van Saturnus uit elkaar is getrokken of is weggevaagd. Er zijn schattingen dat de ringen van Saturnus over een paar honderd miljoen jaar zullen zijn verdwenen – wat volgens astronomische maatstaven niet erg lang is. Jupiter, Uranus en Neptunus hebben minder uitgesproken ringsystemen.
Getijdenkrachten rekken astronomische objecten uit tot langgerekte vormen. De maan rekt bijvoorbeeld het water rond de aarde uit tot twee uitstulpingen; dit veroorzaakt de getijden op aarde.
Twee massieve objecten oefenen getijdenkrachten op elkaar uit. Massievere objecten oefenen grotere getijdenkrachten uit, terwijl getijdenkrachten sterker zijn voor objecten die dichter bij elkaar staan. Deze getijdenkrachten kunnen zo sterk worden dat het uitrekken een van de objecten aan flarden kan scheuren.
Voor een object (bijvoorbeeld een asteroïde of maan) met een bepaalde massa en grootte dat dicht bij een ander massief object staat, is er een afstand waarbinnen het door de getijdenkrachten van het andere object aan flarden zal worden gescheurd. Deze afstand staat bekend als de “Roche-limiet”. Een bekend voorbeeld van de Roche-limiet zijn rotsachtige en ijzige manen die rond reuzenplaneten draaien. Als een maan dichter bij de reuzenplaneet staat dan de Roche-limiet, zal deze uiteenvallen en een ring van materiaal rond de reuzenplaneet vormen.
Kettingen van kraters, ‘catenae’ genaamd, die zichtbaar zijn op de maan en andere rotsachtige hemellichamen in het zonnestelsel, zijn het bewijs dat inkomende asteroïden uiteenvallen wanneer ze de Roche-limiet passeren, waardoor ze als een reeks kleinere objecten inslaan in plaats van als één groot lichaam.
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.
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.
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.
Röntgenastronomie is een onderzoeksgebied dat zich bezighoudt met het verzamelen en analyseren van alle informatie die afkomstig is uit de kosmos in de vorm van zeer energetische elektromagnetische straling (energetischer dan ultraviolette straling maar minder energetisch dan gammastraling).
Röntgenstraling heeft frequenties tussen 30 petahertz en 30 exahertz, wat overeenkomt met golflengten tussen 10 picometer en 10 nanometer. In de oudere lengte-eenheid die nog steeds in veel gebieden van de astronomie, waaronder röntgenastronomie, wordt gebruikt, komt dit overeen met tussen 0,1 en 100 angstrom (Å). Gezien het prominente karakter van de deeltjesnatuur van licht in dat deel van het spectrum, gebruiken röntgenastronomen gewoonlijk fotonenergieën in plaats van golflengten om te karakteriseren wat ze meten. In termen van elektronvolt (eV), de energiegroep die gebruikelijk is in de deeltjesfysica, komen de bovenstaande frequentie- en golflengtebereiken overeen met fotonenergieën tussen 100 eV en 100 keV.
Aangezien de atmosfeer de meeste röntgenstraling absorbeert, wordt röntgenastronomie doorgaans uitgevoerd met ruimtetelescopen. Röntgenstraling van astronomische bronnen is afkomstig van extreem hete gebieden. Deze omvatten de schijven rond compacte objecten zoals zwarte gaten of neutronensterren, en de hete corona van sterren.
Glossarium astronomicum