Soorten sterren (deel 1)

Soorten sterren. Klik hier.

BLAUWE REUS. Klik hier.
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. Klik hier.
De bolvormige sterrenhoop 47 Tucanae 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. Klik hier.
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
De ster is op minimale grootte
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.
De ster koelt af naarmate het oppervlak uitzet en de lichtkracht vermindert.
De lichtkracht is hier op zijn zwakst en de ster krimpt nog verder in.
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.

Een blauwe reus is een type buitengewoon
1. heldere en hete ster.
2. donkere en hete ster.
3. zwakke koude ster.
Een blauwe reus heeft een massa van
1. meer dan 10 maal de zonnemassa.
2. minder dan 10 maal de zonnemassa.
Een bolvormig hemellichaam, bestaande uit lichtgevend plasma noemt men een
EEN WOORD INTIKKEN.
Een standaard eenheid, gelijk aan de massa van de Zon noemt men de
EEN WOORD INTIKKEN.
De zonnemassa kan worden berekend aan de hand van de door de Zon uitgeoefende zwaartekracht, wanneer de lengte van het jaar, de afstand van de Aarde tot de Zon (de Astronomische Eenheid) (AE) en de .................... (G) bekend zijn.
EEN WOORD INTIKKEN.
De kernfusie in een blauwe reuzester gaat veel
1. sneller.
2. trager.
Het samensmelten van de kernen van verschillende atomen, waarbij een andere, zwaardere kern wordt gevormd noemt men
EEN WOORD INTIKKEN.
Het chemisch element met symbool H (La: Hydrogenium) en atoomnummer 1 is
EEN WOORD INTIKKEN.
Onder atmosferische omstandigheden vormt waterstof een twee-atomig molecule, dat meestal gewoon als waterstof of waterstofgas aangeduid wordt. De wetenschappelijke naam is
EEN WOORD INTIKKEN.
Het meest voorkomende element in het universum is
1. zuurstof.
2. helium.
3. waterstof.
De band in het Hertzsprung-Russelldiagram waarin de sterren voorkomen die hun energie ontlenen aan de fusie van waterstof tot helium in hun centrum liggen in de
EEN WOORD INTIKKEN.
In de hoofdreeks is er een duidelijk verband tussen de massa van een ster en zijn effectieve temperatuur of spectraalklasse en zijn
EEN WOORD INTIKKEN.
Een explosie aan het einde van de levenscyclus van een zware ster noemt men een
1. supernova type 2.
2. Supernova type Ib.
3. Supernova type Ic.
4. Supernova type Ia.
Hoeveel Kelvin is 10°C?
1. 274,15 K
2. 374,15 K
3. 174,15 K
4. -263,15 K
De eenheid van thermodynamische temperatuur, een van de zeven basiseenheden van het SI is
1. Kelvin.
2. Celsius.
3. Fahrenheit.
Een scala van opeenvolgende kleuren of geluiden of andere verscheidenheden noemt men een
EEN WOORD INTIKKEN.
Een bundel zonlicht door een glazen prisma geeft volgende kleurenvolgorde
1. rood-oranje-geel-groen-blauw-indigo-violet.
2. oranje-rood-geel-groen-blauw-indigo-violet.
3. violet-rood-oranje-geel-groen-blauw-indigo.
4. geel-groen-blauw-indigo-violet-rood-oranje.
Het spectrum van een golfverschijnsel is een beschrijving van de in het signaal voorkomende golflengtes en hun
EEN WOORD INTIKKEN.
Het geluidsspectrum vertelt bijvoorbeeld of er veel lage dan wel veel hoge .....in een geluid voorkomen.
EEN WOORD INTIKKEN.
De naam van elektromagnetische straling net buiten het deel van het spectrum dat met het menselijk oog waarneembaar is. De golflengte van die straling ligt tussen 100 en 400 nanometer, dus 'voorbij het violet'.
EEN WOORD INTIKKEN.
De helderste ster in het sterrenbeeld Kiel (Carina):
1. Deneb.
2. Canopus.
3. Rigel.
De helderste ster in het sterrenbeeld Zwaan (Cygnus):
1. Deneb.
2. Canopus.
3. Rigel.
De helderste ster in het sterrenbeeld Orion:
1. Deneb.
2. Canopus.
3. Rigel.
In een bolvormige sterrenhoop zijn alle sterren
1. van dezelfde leeftijd.
2. niet van dezelfde leeftijd.
Een enkele keer komt er in een bolvormige sterrenhoop een ster voor die te groot en heet, en dus te jong is. Zo een ster noemt men een
1. blauwe achterblijver of een dwaalster.
2. witte dwerg.
3. blauwe reus.
Een ster "blauwe achterblijver" ontstaat waarschijnlijk door het botsen of fusioneren van
EEN WOORD INTIKKEN.
Een tweetal sterren die om een gemeenschappelijk middelpunt heen bewegen noemt men een
EEN WOORD INTIKKEN.
Cepheïden zijn sterren die
1. pulseren over een tijdspanne van een paar dagen.
2. te vergelijken zijn met onze Zon.
3. steeds dezelfde helderheid hebben.
Wanneer sterren zoals de Cepheïden inkrimpen, veroorzaakt dit een
1. temperatuursstijging in de kern.
2. temperatuurdaling in de kern.
De lichtkracht van een Cepheïde is
1. omgekeerd evenredig aan zijn afmeting.
2. rechtevenredig aan zijn afmetingen.
Een grafiek waarin de helderheid van een ster wordt uitgezet tegen de tijd noemt men een
EEN WOORD INTIKKEN.
De grootte, of sterkte, van een trilling is de
EEN WOORD INTIKKEN.
De naam van het sterrenbeeld dat gelegen is aan de noordelijke hemelkoepel tussen rechte klimming 20u01m en 8u30m en declinatie +51° en +89°. Het sterrenbeeld gaat op de breedte van de Benelux niet onder en is dus circumpolair. Bevat de ster "Delta Cephei", een heldere veranderlijke ster
EEN WOORD INTIKKEN.
Een indeling van sterren op de kleur en het spectrum van het uitgestraalde licht noemt men de
EEN WOORD INTIKKEN.
In de astronomie wordt onder de (luminositeit, helderheid) van een ster verstaan het totaal uitgezonden vermogen in de vorm van elektromagnetische straling. Ander woord voor luminositeit, helderheid.
EEN WOORD INTIKKEN.