Glossarium astronomicum

Terug naar de woordenlijst
Een dubbelster is een systeem van twee sterren die om hun gemeenschappelijke zwaartepunt draaien doordat ze door de zwaartekracht met elkaar verbonden zijn. Hun banen volgen de bewegingswetten van Kepler en zijn elliptisch (gevormd als een platgedrukte cirkel) of cirkelvormig. Meer dan de helft van alle sterren in de Melkweg bevindt zich in dubbelstersystemen of maakt deel uit van systemen met meer dan één begeleidende ster (ook wel bekend als meervoudige stersystemen van hogere orde). Vanwege hun enorme afstand tot de aarde lijken de meeste dubbelsterren en meervoudige stersystemen van hogere orde voor de waarnemer één ster.

Dubbelsterren kunnen worden ingedeeld in een aantal categorieën, afhankelijk van de observatiemethode waarmee ze als dubbelster zijn vastgesteld. Ze kunnen tegelijkertijd tot meer dan één categorie behoren:

• Visuele dubbelsterren kunnen worden waargenomen als twee afzonderlijke sterren die dicht bij elkaar aan de hemel staan. Niet alle sterren die dicht bij elkaar aan de hemel lijken (dubbelsterren), zijn dubbelsterren die door zwaartekracht worden gebonden; sommige bevinden zich mogelijk toevallig dicht bij elkaar aan de hemel, maar niet door zwaartekracht. Dubbelsterren die geen dubbelsterren zijn die door zwaartekracht gebonden zijn, kunnen honderden lichtjaren van elkaar verwijderd zijn.

• Spectroscopische dubbelsterren worden gevonden door de dopplerverschuiving van de lijnen in het spectrum van de sterren wanneer de sterren om hun gemeenschappelijke zwaartepunt draaien.

• Eclipserende dubbelsterren kunnen worden gedetecteerd wanneer een van de componentsterren tussen zijn begeleidende ster en een waarnemer passeert, waardoor een deel van het licht van de begeleidende ster wordt geblokkeerd en het gecombineerde licht van het systeem er tijdelijk zwakker uitziet.

• Astrometrische dubbelsterren zijn systemen waar slechts één sterbeeld wordt waargenomen – ofwel doordat een van de sterren te zwak is om te worden waargenomen, ofwel doordat de beelden van de twee sterren in elkaar overlopen – maar waarbij de baanbeweging van de sterren in het dubbelstersysteem ervoor zorgt dat het helderste punt van het sterbeeld een periodieke verandering van positie aan de hemel vertoont.

Gerelateerde termen:
• Binair systeem
• Dopplereffect
• Eclips
• Wetten van Kepler
• Baan
• Spectrum
• Ster

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

Ook bekend als M-ster

Een ster met spectraaltype “M”. Astronomen identificeren M-type sterren aan de hand van de aanwezigheid van moleculaire absorptiebanden, voornamelijk van titaanoxide, in hun spectra. Ze hebben typische (effectieve) temperaturen tussen ongeveer 2500 kelvin (K) en 3700 K. In vergelijking met andere sterren zien ze er voor het menselijk oog rood uit. Hoofdreekssterren met spectraaltype M staan bekend als rode dwergen. M-type sterren kunnen ook rode reuzen of rode superreuzen zijn; deze klassen bestaan voornamelijk uit M-sterren, maar omvatten ook enkele K-type sterren en enkele meer exotische soorten sterren met sterke spectrale kenmerken van koolstof. Betelgeuze in Orion is een M-type superreus.

Gerelateerde termen:
• Hoofdreeks
• Molecuul
• Rode dwerg
• Rode reus
• Rode superreus
• Spectraaltype
• Spectrum
• Roodverkleuring
• Effectieve temperatuur
• Lichtkrachtklasse

Terug naar de woordenlijst

Ook bekend als G-ster

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
• Roodverkleuring
• Effectieve temperatuur
• Absorptielijn

Terug naar de woordenlijst

De zon is de ster die het dichtst bij de aarde staat. Voor astronomen is het een ster van het type “G2V”. Dit betekent dat de zon een hoofdreeksster is met een typische temperatuur (“effectieve temperatuur”) van 5800 kelvin (K). Hoofdreekssterren zijn stabiel, waarbij de energie die vrijkomt door waterstoffusie in hun kern de naar binnen gerichte kracht als gevolg van de zwaartekracht in evenwicht houdt. De zon lijkt wit voor het menselijk oog omdat ze veel licht uitstraalt over het hele zichtbare spectrum. Wanneer ze lager aan de hemel staat, kan de zon door de toegenomen atmosferische extinctie geel of oranje lijken, vandaar dat ze vaak als geel wordt afgebeeld. Sterren variëren van meer dan 1000 keer helderder dan de zon tot ongeveer 1000 keer zwakker, maar de helderdere sterren zijn relatief zeldzaam: de zon is helderder (en zwaarder) dan de meeste (misschien wel 85%) sterren in de Melkweg.

Voor astronomen is de zon interessant vanwege haar nabijheid, wat betekent dat het oppervlak in meer detail kan worden waargenomen, waardoor structuren en verschijnselen kunnen worden bestudeerd. Gedetailleerde studies van zonneactiviteit, die verband houdt met de magnetische velden van de zon, kunnen bijvoorbeeld betrekking hebben op: zonnevlekken (koelere gebieden), zonnevlammen (kortstondige heldere flitsen) en zelfs coronale massa-uitbarstingen (elektrisch geladen deeltjes die uit de zon worden geslingerd). Natuurkundigen hebben ook elementaire deeltjes, neutrino's genaamd, uit de kern van de zon gedetecteerd; dit is direct bewijs voor kernfusiereacties. Het element helium werd voor het eerst gedetecteerd in het zonnespectrum, vandaar de naam helium, die afkomstig is van Helios (in de Griekse mythologie de zonnegod).

Gerelateerde termen:
• Hoofdreeks
• Kernfusie
• Zonnevlam
• Ster
• Zonnevlek
• Effectieve temperatuur
• Magnetisch veld
• Neutrino
• Coronale massa ejectie (CME)

Terug naar de woordenlijst

"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.

Gerelateerde termen:
• Dubbelster
• Zwart gat
• Reuzenster
• Waterstoffusie
• Hoofdreeks
• Neutronenster
• Nova
• Kernfusie
• Zonsmassa
• Ster
• Sterevolutie
• Supernova
• Witte dwerg
• Zwaartekrachtgolven
• Standaardkaars

Terug naar de woordenlijst
Sterevolutie beschrijft het verouderingsproces van sterren en hoe ze veranderen tijdens hun levenscyclus. In tegenstelling tot in de evolutionaire biologie verwijst sterrenevolutie niet naar veranderingen in eigenschappen tussen verschillende generaties sterren.

Sterren brengen het grootste deel van hun leven door in de hoofdreeksfase van stellaire evolutie, waarbij ze waterstof in hun kern tot helium fuseren en energie vrijgeven. Naarmate een ster ouder wordt en de waterstof in zijn kern opraakt, zal de kern samentrekken en mogelijk zo heet worden dat heliumfusie begint. Afhankelijk van de massa van de ster kan dit ertoe leiden dat de ster evolueert tot een reus of superreus. In sommige reuzen en superreuzen produceert fusie steeds zwaardere elementen.

Sterren met een initiële massa tussen de helft en acht keer de massa van onze zon zullen uiteindelijk kernen van koolstof, zuurstof en/of neon hebben, terwijl de fusie van waterstof en helium doorgaat in schillen rond de kern, waardoor ze een gelaagde ui-achtige structuur krijgen. Uiteindelijk zullen ze hun buitenste lagen verliezen, die een planetaire nevel gaan vormen, waardoor alleen de kern overblijft als een kleine, helderwitte dwerg. Sterren met een massa van meer dan acht zonsmassa's blijven zwaardere elementen fuseren totdat de kernen in hun kern zijn gefuseerd tot ijzer. Verdere fusie kan dan geen extra energie vrijmaken. Dit veroorzaakt een supernova-explosie, die een zeer compacte neutronenster achterlaat of, in het geval van zeer massieve sterren, een zwart gat.

Zowel planetaire nevels als supernova-explosies stoten materie van sterren uit in het interstellaire medium. In bepaalde andere fasen van hun evolutie stoten veel sterren ook massa uit door middel van sterrenwinden, extreme pulsaties of explosies. De uitgestoten materie is verrijkt met zware elementen als gevolg van de kernfusie en, in het geval van een explosie, van kernreacties tijdens de explosie zelf. Dit verrijkte materiaal kan worden opgenomen in toekomstige generaties sterren.

De evolutie van sterren tijdens al deze fasen kan worden beïnvloed door interactie met een begeleider in een meervoudig sterrenstelsel.

Gerelateerde termen:
• Zwart gat
• Hoofdreeks
• Neutronenster
• Kernfusie
• Planetaire nevel
• Sterrenresten
• Supernova
• Witte dwerg
• Interstellair medium

Terug naar de woordenlijst

De geboorte van een ster is het resultaat van de gravitationele ineenstorting van koude en dichte gebieden, zogenaamde kernen, binnen reusachtige moleculaire wolken, die vooral in de spiraalarmen van sterrenstelsels voorkomen. Stervorming omvat complexe fysische processen, die zich op verschillende schaalniveaus voltrekken en het gevolg zijn van de effecten van zwaartekracht, druk, straling, magnetische velden, turbulentie, chemie, enz., waarvan sommige nog steeds niet goed worden begrepen. Afhankelijk van de massa van de moederwolk en de accretieprocessen tijdens de vormingsfasen kan de massa van de ster variëren van 0,08 tot enkele honderden zonsmassa's. De meeste sterren ontstaan niet geïsoleerd, maar als onderdeel van een sterrencluster. Tijdens de vormingsfasen bouwt zich rond de centrale ster een protosterrenschijf op, die uiteindelijk het bouwmateriaal levert voor de vorming van planeten.

Gerelateerde termen:
• Stof
• Gas
• Protoster
• Zonsmassa
• Spiraalvormig sterrenstelsel
• Ster
• Sterrenhoop
• Sterevolutie
• Magnetisch veld

Terug naar de woordenlijst

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.

Gerelateerde termen:
• Sterrenstelsel
• Neutronenster
• Kernfusie
• Plasma
• Sterrenresten
• Witte dwerg

Terug naar de woordenlijst

Sirius, ook wel de Hondster of Alpha Canis Majoris genoemd, is de ster die voor ons het helderst aan de nachtelijke hemel schijnt. Hij bevindt zich op een afstand van 8,6 lichtjaar van ons in het sterrenbeeld Canis Major, vlakbij Orion. De heldere ster die wij kunnen zien is Sirius A, een ster van het spectrale type A. Sirius A heeft een door zwaartekracht gebonden metgezel, Sirius B, een witte dwergster die in zichtbaar licht erg zwak is, maar in röntgenstraling erg helder. Sirius B is te zwak en te dicht bij Sirius A om met het blote oog te kunnen zien.

Gerelateerde termen:
• A-type ster
• Dubbelster
• Greenwich Mean Time Zone (GMT)
• Witte dwerg
• Orion
• Röntgenstraling