Een standaardkaars is een astronomisch object waarvan de lichtkracht (energie die per tijdseenheid wordt uitgestraald) bekend is en dat kan worden gebruikt om de afstand van het object tot de aarde te schatten.
Voor de meeste hemellichamen hebben astronomen geen informatie over hun afstand tot de aarde. Onder die omstandigheden kan het moeilijk zijn om te bepalen of men naar een ver, maar zeer helder object kijkt, of naar een dichterbij gelegen en minder helder object – de schijnbare helderheid, gemeten vanaf de aarde, kan in beide gevallen hetzelfde zijn. Standaardkaarsen hebben een lichtkracht die kan worden geschat zonder dat hun afstand bekend is. De afstand van de standaardkaars kan vervolgens worden berekend door die lichtkracht te vergelijken met de schijnbare helderheid van het object aan de nachtelijke hemel.
Belangrijke voorbeelden zijn Cepheïde-variabelen (pulserende sterren waarbij er een verband bestaat tussen de pulsatieperiode en de lichtkracht) en Type Ia-supernova's (heldere stellaire explosies waarbij er een verband bestaat tussen de maximale lichtkracht en de tijdschaal waarop de helderheid direct daarna afneemt).
"Stellaire restanten” is de verzamelnaam voor witte dwergen, neutronensterren en zwarte gaten met een stellaire massa. Deze vertegenwoordigen het laatste stadium van de stellaire evolutie nadat een ster zowel de waterstofverbranding op de hoofdreeks heeft voltooid als de reuzengroepfase heeft doorlopen. Sterrestanten zijn zeer compact in vergelijking met sterren. Witte dwergen (het grootste type stellaire restanten) hebben ongeveer een zonnemassa aan materiaal in een object ter grootte van de aarde. Stellaire restanten genereren geen warmte door kernfusie in hun kern. In nauwe dubbelstersystemen kunnen stellaire restanten de bron zijn van nova's, Type Ia supernova's of (als twee stellaire restanten naar elkaar toe spiralen en botsen) uitbarstingen van zwaartekrachtgolven.
De zon wordt omgeven door een complex magnetisch veld. Soms wordt dit magnetisch veld onstabiel, waardoor de structuur ervan verschuift en enorme hoeveelheden opgeslagen energie vrijkomen. Dit veroorzaakt een plaatselijke opwarming van de atmosfeer van de zon en leidt ertoe dat een klein deel van de fotosfeer van de zon helderder wordt. Dit kan ook leiden tot enorme stromen deeltjes die de ruimte in worden geslingerd (bekend als coronale massa-uitstoot).
De meeste zonnevlammen veranderen de helderheid van de zon in mate die nauwelijks waarneembaar is voor het menselijk oog en kunnen alleen worden waargenomen met zonnetelescopen of ruimtetelescopen die de zon observeren.
De coronale massa-uitstoot van de zon kan geomagnetische stormen veroorzaken als deze dicht genoeg bij de aarde komt om in wisselwerking te treden met het magnetisch veld van de aarde.
Andere sterren hebben ook vlammen (ook wel stellaire vlammen genoemd), maar omdat we sterren als lichtpuntjes zien, zien we deze vlammen alleen als korte ophelderingen van de ster.
De keerkringen zijn twee breedtegraden op aarde: de Kreeftskeerkring (op 23°26′11,2″ N) en de Steenbokskeerkring (op 23°26′11,2″ Z). De positie van de zon aan de hemel, ten opzichte van sterren en andere hemellichamen, verandert in de loop van een jaar en beweegt zich door de sterrenbeelden van de dierenriem. Van de maart-equinox tot de september-equinox bevindt de zon zich op het noordelijk halfrond. Ongeveer rond het middaguur op de juni-zonnewende staat de zon recht boven de Kreeftskeerkring. Tussen de september-equinox en de maart-equinox bevindt de zon zich op het zuidelijk halfrond. Rond het lokale middaguur op de december-zonnewende staat de zon recht boven het hoofd op de Steenbokskeerkring.
Tijdens de equinoxen in maart en september staat de zon recht boven het hoofd op de evenaar.
Het gebied op aarde tussen de twee keerkringen wordt vaak “de tropen” genoemd. Hier staat de zon twee dagen per jaar recht boven het hoofd op het lokale middaguur.
De breedtegraad van de twee keerkringen boven en onder de evenaar is de hoek waaronder de aardas gekanteld is ten opzichte van zijn baan rond de zon.
De tropen zijn vernoemd naar de sterrenbeelden Kreeft en Steenbok, waar de zon tweeduizend jaar geleden tijdens de zonnewendes doorheen leek te gaan. Door de precessie van de aardas lijkt de zon tijdens de zonnewendes niet langer in een van deze sterrenbeelden te staan.
Een ster is een bal van plasma – atoomkernen gescheiden van hun elektronen – die bij elkaar wordt gehouden door zijn eigen zwaartekracht en wordt verhinderd in te storten door de inwendige druk die het gevolg is van kernfusiereacties in de kern van de ster. Astronomen gebruiken, in een licht misbruik van de fysische terminologie, de termen ‘gas’ en ‘plasma’ vaak door elkaar en verwijzen daarom ook naar sterren als gasbollen. In de atmosfeer van een ster kan het plasma slechts gedeeltelijk geïoniseerd zijn en (afhankelijk van de temperatuur van de ster) zelfs enkele atomen bevatten.
De ster die het dichtst bij de aarde staat, is de zon.
In meer algemene zin wordt het woord ‘ster’ ook gebruikt voor protosterren waar nog geen kernfusie heeft plaatsgevonden, en voor sterresten zoals neutronensterren of witte dwergen, die twee mogelijkheden zijn (afhankelijk van de massa) voor wat sterren worden als ze de brandstof voor hun kernfusie hebben uitgeput. Dergelijke sterresten zijn niet simpelweg plasmakogels – een witte dwerg kan na miljarden jaren afkoelen kristalliseren tot een ongebruikelijke soort vaste stof, en neutronensterren vertonen een grote gelijkenis met gigantische atoomkernen.
Of ze nu met het blote oog of met telescopen voor zichtbaar licht worden bekeken, sterren zijn de meest opvallende objecten aan de nachtelijke hemel. In de kosmos worden ze meestal aangetroffen in sterrenstelsels, waarbij elke ster doorgaans vergezeld gaat van een of meer planeten. De studie van hoe sterren ontstaan en evolueren is een belangrijk deelgebied van de astrofysica.
Steractiviteit is een verzamelnaam voor de verschillende effecten die magnetische velden op sterren hebben. Sterren met sterke magnetische velden hebben meer sterrenvlekken op hun oppervlak. Magnetische velden van sterren zijn waarschijnlijk ook de bron van warmte voor de corona van een ster, dus sterren met sterkere magnetische velden zullen meer röntgen- en ultraviolette straling uit hun corona uitzenden. Activiteit is ook te zien in het spectrum van de ster, met name in de emissie van de waterstof-alfalijn. Al deze effecten samen geven een ruwe kwantificering van de ‘activiteit’ van een ster. Massieve sterren (met spectraaltype O, B en vroege A) hebben doorgaans een lage activiteit. De activiteit neemt toe bij sterren met een lagere massa en bereikt een piek bij rode dwergen (M-dwergen). Jonge sterren zijn actiever dan oude sterren. De zon volgt een activiteitscyclus van 11 jaar, wat resulteert in een variatie in het aantal zonnevlekken.
Glossarium astronomicum