PE HTML PUBLIC "-//W3C//DTD HTML 4.0 Transitional//EN"> omega sterrenbeeld kwarts Stars and Constellations

Stars and Constellations omega sterrenbeeld kwarts

Centaurus the Centaur

Written by Pam Eastlick of the University of Guam.

Although Crux the Southern Cross is probably more famous in northern latitudes, there is no question that Centaurus the Centaur is the most magnificent of the southern constellations. It's the ninth largest constellation and it contains two of the ten brightest stars. No other constellation can make this claim although Orion the Hunter and Crux the Southern Cross each contain two of the twenty brightest stars. Centaurus also contains the closest star to the sun, the best globular cluster, and has its own meteor shower. It does not contain any Messier objects because the constellation is too far south for Messier to have seen it.

That wasn't the case 2,000 years ago, however, when precession had carried the southern stars of spring into the view of the ancient Greeks. They could see the Southern Cross and all the stars of the Centaur. Although there are conflicting reports from ancient Greek sources, most seem to agree that this centaur whose name was Chiron was a wise mmsxxnoz. Replik Damen Omega Uhren and benevolent being as opposed to the war-like Sagittarius. Some sources say he was the tutor for Heracles who accidentally wounded his teacher with a poisoned arrow. He begged Zeus to grant the noble creature immortality in the sky. Centaurus is traditionally depicted as carrying Lupus the Wolf to sacrifice on Ara the Altar.
omega sterrenbeeld kwarts

faire seamaster
ammiraglio longines
Omega seamaster james bond

Sitemap

Pagina's

Categories

Tags



Soorten sterren

BLAUWE REUS

blauwereus2.jpg blauwereus1.jpg
Een blauwe reus is een type buitengewoon heldere en hete ster. Een karakteristieke blauwe reus heeft een massa van meer dan 10 maal de zonnemassa en produceert duizenden malen meer energie dan onze Zon. Door deze hoge snelheid van de kernfusie in het binnenste van de ster raakt de waterstof relatief snel op, zodat de ster reeds na enkele tientallen miljoenen jaren de hoofdreeks verlaat en op weg gaat om een supernova van het type II te worden. Ter vergelijking: een ster als onze Zon heeft een levensduur van vele miljarden jaren. De blauwe kleur wijst op een hoge oppervlaktetemperatuur van 20.000 tot 30.000 Kelvin. Een groot deel van de energie wordt niet uitgezonden in het zichtbare deel van het spectrum, maar in het ultraviolet. Blauwe reuzen zijn veel zeldzamer dan sterren zoals onze Zon of de nog kleinere rode dwergen, maar door hun grote lichtkracht kunnen ze nog op afstanden van duizenden lichtjaren met het blote oog worden waargenomen. Onder de zichtbare sterren zijn er daarom niet weinig sterren van dit type. Voorbeelden van blauwe reuzen zijn Rigel, Canopus en Deneb.


BLAUWE ACHTERBLIJVER

blauweachterblijver.jpg
Blauwe achterblijvers (geel omcirkeld) in bolhoop 47 Tucanae gefotografeerd door ruimtetelescoop Hubble. (De bolvormige sterrenhoop 47Tucanae is een juweel aan de zuidelijke sterrenhemel. Deze stercluster, die ook bekend staat als NGC 104, is één van de ruim 200 bolhopen die in een baan rondom het Melkwegcentrum door de halo van ons Melkwegstelsel zwerven. 47Tuc, de op één na helderste bolhoop (na Omega Centauri) gezien vanaf de Aarde, bevindt op zo'n 13.000 lichtjaar afstand en is met het blote oog te ontwaren in de buurt van de Kleine Magelhaense Wolk in het sterrenbeeld Tucana (Toekan). De dichte stercluster bevat enkele miljoenen sterren in een volume met een diameter van slechts zo'n 120 lichtjaar. In de buitendelen van de bolhoop zijn de rode reuzen makkelijk te herkennen aan hun opvallend geeloranje tint in dit scherpe, met behulp van een telescoop geschoten portet. Bolhoop 47Tuc herbergt ook exotische röntgendubbelsterren.)
Een blauwe achterblijver of blauwe dwaalster (Engels: Blue Straggler) is een grote, hete, jonge ster die voor het eerst werden waargenomen in bolvormige sterrenhopen. In mei 2011 bleek dat deze sterren ook voorkomen in de kern van ons eigen Melkwegstelsel. In een bolvormige sterrenhoop zijn alle sterren van dezelfde leeftijd. Omdat grote, hete sterren hun brandstof veel sneller gebruiken dan kleinere, koelere sterren, is in een bolvormige sterrenhoop de hoofdreeks 'afgebroken' - er zijn alleen sterren beneden een bepaalde grootte en temperatuur, plus een assortiment van rode reuzen en witte dwergen. Een enkele keer komt er echter een ster voor die te groot en heet, en dus te jong is. Dit zijn de blauwe achterblijvers. Astronomen geloven dat blauwe achterblijvers ontstaan doordat twee oudere, kleinere sterren op elkaar botsen waarbij een enkele ster ontstaat met een groot deel van de massa van beide. De meest waarschijnlijke theorie is momenteel dat het gaat om een nauw dubbelstersysteem waarvan de componenten zijn gefuseerd, maar het zou ook kunnen gaan om ongerelateerde sterren die op elkaar zijn gebotst. Door de veel grotere dichtheid van sterren in sterrenhopen kunnen daar immers botsingen tussen sterren plaatsvinden, iets dat voor sterren als de Zon extreem onwaarschijnlijk is.


CEPHEÏDEN

De lichtkracht van een ster verandert voortdurend. Dit kan gebeuren op lange periode, meestal afhankelijk van de ontwikkelingsfase waarin de ster zich bevindt, maar ook op korte periode, regelmatig of onregelmatig door pulsaties.
Cepheïden zijn een speciale klasse van pulserende sterren die met regelmaat pulseren over een tijdspanne van een paar dagen. Ze zijn vernoemd naar de eerst ontdekte van deze klasse, Delta Cepheï, de op 3 na helderste ster in het sterrenbeeld Cepheus. Sterren van het Cepheïde type hebben een variërende lichtsterkte als gevolg van hun pulsaties, waarbij de grootte van de ster ook verandert naarmate in welke fase van de cyclus hij zit. Cepheïden herkent men aan zeer regelmatige periodieke schommelingen in helderheid. Deze groep intrinsiek variabele sterren bestaat voornamelijk uit superreuzen die 500 tot 25 000 keer helderder zijn dan onze Zon en hebben op hun maximum een temperatuur van om en bij de 10 000°C. Niet echt een reuzeverschil met onze Zon maar een groter oppervlak straalt ook meer licht uit. Om even een vergelijking mee te geven: onze Zon heeft een middellijn van 1 392 000 km, Delta Cepheï heeft ruwweg 47 000 000 km.

Pulsaties
De oorzaak van de helderheidsschommelingen ligt in het inkrimpen en uitzetten van de ster.
Wanneer de ster inkrimpt, veroorzaakt dit een temperatuursstijging in de kern waardoor er een toename van kernreacties plaatsvindt met als gevolg heeft dit een verhoging van lichtkracht. Het inkrimpen wordt tenietgedaan en de buitenste lagen van de ster zetten uit waarna deze geleidelijk weer begint af te koelen tot een minimumtemperatuur waardoor de kernreacties afnemen en lichtkracht vermindert. Na dit gebeuren krimpt de ster weer in tot minimum grootte waarna de kernreacties en temperatuur terug verhogen. De lichtkracht van een Cepheïde is dus omgekeerd evenredig aan zijn afmeting. De oppervlaktetemperatuur en grootte van stralingsoppervlak van de ster zijn de 2 factoren die de lichtkracht bepalen. Door deze pulsaties kan men deze sterren niet echt onderverdelen in een spectraalklasse omdat deze afhangt van de fase waarin de ster zich bevind. Op het minimum worden deze sterren gezien als een type G of K. Op het maximum daarentegen lijken deze sterren tot het type A of F te behoren. Het prototype van deze klasse, Delta Cepheï, voltooit zijn cyclus in 5,4 dagen maar de cyclus lijkt met regelmaat af te nemen met 0,089 seconden per eeuw.

Cyclus van een Cepheïde
cycluscepheide.jpg
  1. De ster is op minimale grootte
  2. De temperatuur in de Cepheïde stijgt en deze begint uit te zetten. Hoe hoger de temperatuur, hoe hoger de lichtkracht. De Cepheïde heeft hier de maximale temperatuur en lichtkracht bereikt.
  3. De ster koelt af naarmate het oppervlak uitzet en de lichtkracht vermindert.
  4. De lichtkracht is hier op zijn zwakst en de ster krimpt nog verder in.
  5. Terug op minimale grootte met stijgende temperatuur.

Meestal stijgt een Cepheïde snel tot de maximum lichtkracht waarna deze langzamer terug daalt naar het minimum, wat betekent dat zijn lichtkromme assymetrisch loopt. Deze lichtkromme is bij eenzelfde ster altijd gelijk maar kan verschillen van andere sterren van het Cepheïde type. Het maximale magnitudeverschil van de Cepheïde wordt bepaald door de maximale uitslag van de lichtkromme (amplitude). Deze amplitude hangt op zijn beurt dan weer af van het visuele spectrum waarin ze worden waargenomen omdat deze duidelijker is bij korte golflengten en minder duidelijk bij lange golflengten.

Subgroepen
De Cepheïden kunnen onderverdeeld worden in 2 groepen.
De klassieke Cepheïden, populatie I (De δ (delta) Cephei sterren, meestal gewoon (klassieke) Cepheïden (DCEP of CEP) genoemd naar het prototype in het sterrenbeeld Cepheus zijn één van de belangrijkste veranderlijke sterren. Zij variëren met een amplitude van 0,1 tot 2 magnituden en een periode (1 - 100 dagen) die zeer nauw samenhangt met de lichtkracht van de ster. Hun spectraalklasse varieert tussen G-K in het minimum tot F in het maximum. Omdat er een nauwkeurig bekend verband is tussen periode en lichtkracht van deze groep sterren zijn zij belangrijk bij het bepalen van afstanden in het heelal. Een Cepheïde in een sterrenstelsel waarvan de periode bepaald is, helpt zo de afstand tot het sterrenstelsel bepalen. Zij worden dan ook wel standard candles (standaardkaarsen) genoemd.).

De W Virginis sterren, populatie II .(Sterren van het type W Virginis (CW) zijn vergelijkbaar met Cepheïden maar komen alleen voor in de halo's van sterrenstelsels en in bolvormige sterrenhopen. Ze zijn dus ouder dan de klassieke cepheïden. Er is hier ook een bekende samenhang tussen periode (0,8 - 35 dagen) en lichtkracht. De amplitude bedraagt 0,3 tot 1,2 magnitude.).

Bij klassieke Cepheïden gaat het vrijwel altijd om relatief jonge superreuzen die men vindt in de spiraalarmen van spiraalstelsels tegenover de W Virginis sterren, die men vooral in de kern en bolvormige sterrenhopen van sterrenstelsels vindt en die een hogere leeftijd hebben. Bij W Virginis sterren bestaat er, evenals bij klassieke Cepheïden, een verband tussen periode en magnitude, maar de populatie II sterren zijn ouder, hebben kortere pulseringsperioden en hebben minder lichtkracht.


Extra uitleg over het leven van sterren, klik hier.