noemt men de puntvormige, lichtende objecten aan de nachthemel. Men onderscheidt zgn. dwaalsterren, of planeten, en vaste sterren. De eerste, waarvan vijf met het blote oog zichtbaar zijn (z planeet), veranderen voortdurend van plaats ten opzichte van de andere sterren, die altijd vast in dezelfde configuraties blijven staan.
Deze laatste, de vaste sterren, kan men dan ook op kaarten vastleggen en in sterrenbeelden indelen. Wel is waar verandert, ten gevolge van de draaiing der aarde, de sterrenhemel ten opzichte van ons voortdurend van stand en schijnt hij in 24 uur rond te wentelen om een as die gericht is naar een punt dicht bij de poolster, doch de relatieve posities der sterren (dus ook de sterrenbeelden) blijven bij die wenteling onveranderd. Het volgend artikel handelt uitsluitend over de vaste sterren en over de materie die zich tussen deze sterren bevindt. De vaste sterren zijn gloeiende, gasvormige lichamen, welker werkelijke straling, temperatuur en afmetingen vergelijkbaar zijn met die der zon. Zij bevinden zich echter op afstanden die millioenen malen groter zijn. De vaste sterren staan niet werkelijk vast; zij hebben snelheden van gemiddeld enige tientallen km per seconde ten opzichte van elkaar, doch door de grote afstanden zijn de corresponderende verschuivingen aan de hemel, zelfs in eeuwen tijds, uiterst gering en slechts met behulp van nauwkeurige metingen te constateren.1. Wijze van onderzoek
Bij het onderzoek der sterren maakt men gebruik van kijkers ( sterrenkundige instrumenten). Enerzijds dienen deze om een zo groot mogelijke hoeveelheid licht van een ster in het oog, op de fotografische plaat, of in hulp-instrumenten te verzamelen: de lichthoeveelheid die door de 200-duims spiegel op Mt Palomar verzameld wordt, is bijv. ongeveer millioen maal groter dan de hoeveelheid die met het blote oog opgevangen wordt; met deze kijker kan men dus ook sterren waarnemen, die evenveel malen zwakker zijn dan de zwakste sterren die men zonder kijker zien kan. Anderzijds dienen de kijkers ook om de posities van sterren nauwkeurig te meten. Vele metingen, zoals die van helderheden, kleuren, van relatieve posities van zwakke sterren, en alle spectroscopische waarnemingen, worden tegenwoordig langs fotografische of foto-electrische weg gedaan. Direct visuele waarnemingen beperken zich tot de bepaling van posities van heldere sterren met de zgn. meridiaancirkels, micrometrische metingen van dubbelsterren en waarnemingen van planeten, in welke beide laatste gevallen de onrust der lucht de fotografische waarneming ernstig stoort.
2. Gegevens die waargenomen kunnen worden
De verre afstand der sterren maakt het onmogelijk haar afmetingen direct waar te nemen. Zelfs de grootste sterren doen zich, in grote kijkers waargenomen, als lichtpunten zonder meetbare eigen afmeting voor. De sterrenkundige moet dus al zijn kennis afleiden uit het totale licht dat hij van de ster ontvangt. De voornaamste gegevens die hij daaruit te weten kan komen, zijn als volgt te classificeren:
a. Schijnbare helderheid
De helderheid der sterren, zoals zij zich aan ons voordoen (de schijnbare helderheid), wordt gewoonlijk in grootte-klassen of magnituden uitgedrukt. De eerste grootte is per definitie vastgelegd door de helderheid van enige bepaalde heldere sterren. Een ster van de tweede grootte is 2,512 maal zwakker dan een van de eerste grootte, een van de derde grootte is 2,512 maal zwakker dan een van de tweede enz. Voor sterren helderder dan de eerste grootte wordt de magnitude nul of negatief. Indien een ster I maal helderder is dan een van de eerste grootte wordt haar magnitude gegeven door de formule m = 1 — 2½ log I.
De zwakste sterren die men met het blote oog kan waarnemen, zijn van de 6de grootte, de zwakste die men met de grootste kijkers kan fotograferen, zijn ongeveer van de 22ste grootte, d.i. 250 millioen maal zwakker dan die van de eerste grootte. De zon geeft 100 milliard maal meer licht dan een ster van de eerste grootte, de volle maan 250 000 maal meer.
b. Kleur
De nauwkeurige meting der kleuren van sterren levert gegevens van bijzonder belang. In verbinding met spectroscopische waarnemingen maken deze het mogelijk de temperaturen van de lichtgevende oppervlakten der sterren te bepalen. De kleur wordt tevens gebruikt om te bepalen hoe groot het lichtverlies door absorptie tussen ster en waarnemer geweest is.
c. Spectroscopische gegevens
De spectrograaf stelt de sterrenkundige in staat talloze gegevens over de buitenste lagen der sterren te verzamelen. Zij toont dat deze gasvormig zijn en maakt het mogelijk haar temperaturen en dichtheden te bepalen en uit te vinden uit welke stoffen zij bestaan. Het spectroscopisch onderzoek maakt het tevens mogelijk om een, zij het dikwijls slechts benaderde, bepaling van de werkelijke lichtkrachten en de werkelijke afmetingen der sterren te verkrijgen. De spectra der meeste sterren zijn zgn. absorptie-spectra. Zij tonen vrij sterke onderlinge verschillen. Sterren van eenzelfde temperatuur hebben echter steeds ongeveer hetzelfde spectrum. De ster-spectra kunnen bij benadering in een één-dimensionale reeks gerangschikt worden. Deze reeks deelt men in verschillende spectraal-klassen in, die men met letters aanduidt. De spectraalklasse van de zon is Go.
d. Parallax en afstand
Door op verschillende tijden van het jaar, dus van verschillende punten der aardbaan uit, nauwkeurig de positie van een ster te meten, kan men met behulp van het eenvoudige beginsel der driehoeksmeting haar afstand afleiden. De maximale verschuiving die men ten gevolge van de baanbeweging der aarde bij een ster waar kan nemen, is gelijk aan de grootste hoek, waaronder men van de ster uit de diameter der aardbaan zou kunnen zien. De helft van deze hoek noemt men de jaarlijkse parallax, of kortweg parallax, der ster.
De dichtstbijzijnde ster (𝛼 Centauri) heeft een parallax van 3/4 boogseconde; de gemiddelde parallax der met het blote oog zichtbare sterren bedraagt slechts ca 0",015. Het meten van dergelijke kleine hoeken is pas in de laatste halve eeuw goed mogelijk geworden. Dc waarschijnlijke fout der beste parallax-metingen bedraagt thans niet meer dan ca 0",005. Stelt men de parallax van een ster voor door p, dan is de afstand r, in lichtjaren, gelijk aan 3,26/b (een lichtjaar is de afstand die het licht in een jaar aflegt; deze afstand is 9,45 billioen km of 63 000 maal de afstand aarde - zon; in astronomische literatuur wordt gewoonlijk een andere eenheid van afstand, de parsec, gebruikt; de afstand in parsecs is 1 lp; 1 parsec = 30,8 billioen km).
Kent men de afstand en de schijnbare helderheid, dan kan men de werkelijke of „absolute” lichtkracht der sterren berekenen. Men kan deze bijv. in die der zon als eenheid uitdrukken. Een absolute lichtkracht 10 betekent dus bijv. dat de betrokken ster, naderbij gebracht tot op een afstand gelijk aan die der zon, 10 maal zo helder zou zijn als deze.
De helft der sterren heeft een lichtkracht die minder dan een duizendste van die der zon is. Het is zeer waarschijnlijk, dat zich in de hier beschouwde bol om de zon met 11,1 lichtjarenstraal nog een vrij groot aantal nóg zwakkere sterren bevinden, die men wegens haar geringe lichtkracht nog niet ontdekt heeft. De door accoladen verbonden sterren liggen vlak bij elkaar en vormen zgn. dubbel-of triple-systemen; de tabel bevat dus slechts 12 onafhankelijke systemen.
Voor sterren me. parallaxen kleiner dan 0'”,020 kan de parallax niet meer langs de bovengeschetste directe weg bepaald worden. Afstanden van verder weg gelegen sterren kunnen slechts op indirecte wijze bijv. uit haar bewegingen, of met behulp van spectroscopisch bepaalde absolute lichtkrachten, afgeleid worden.
e. Eigen-beweging
Onder de eigen-beweging van een ster verstaat men de in hoek- of tijdmaat aan de hemel gemeten verplaatsing van de ster ten gevolge van haar snelheid ten opzichte van de zon. In het algemeen zijn de eigen-bewegingen der sterren zeer klein. De grootste bekende eigen-beweging is die van een door Barnard ontdekte ster van de 9de grootte; zij bedraagt iets meer dan 10 boogsecunden per jaar. De gemiddelde eigen-beweging der met het blote oog zichtbare sterren is ca 0/”,1 per jaar, die van de sterren van de eerste grootte ca 0",6. De gemiddelde verplaatsing dezer heldere sterren sinds het begin van onze jaartelling is dus slechts ca 1/8 graad; de vorm der sterrenbeelden heeft dus zelfs in 2000 jaar geen noemenswaardige wijziging ondergaan. Over de werkelijke snelheden geven de eigen-bewegingen slechts dan uitsluitsel als de afstanden tevens bekend zijn.
f. Radiale snelheid
Volgens het principe van Doppler kan men uit nauwkeurige metingen van de posities der spectraallijnen vergeleken met die ener stilstaande aardse lichtbron, de zgn. radiale snelheid van een ster afleiden, d.i. de snelheid waarmee zij ons nadert of zich van ons verwijdert. In tegenstelling met de eigenbewegingen geven deze metingen direct de werkelijke snelheid der ster. geheel onafhankelijk van de afstand waarop zij zich van ons bevindt. Zo heeft men dan ook de snelheden van objecten kunnen meten op afstanden waarbij van de meting der eigenbeweging geen sprake meer kan zijn.
3. Afmetingen der sterren
Slechts in enkele uitzonderingsgevallen kan men de diameters langs directe weg bepalen. Van alle andere sterren kunnen deze slechts indirect uit haar temperatuur en ware lichtkracht berekend worden. Zoals men uit tabel III, waarin enige typische sterren van verschillende soorten samengenomen zijn, kan zien, zijn zelfs voor heldere sterren de schijnbare diameters in de regel kleiner dan 0", 0,1; zij zijn, ook met de machtigste instrumenten, niet waarneembaar. De ware diameters, die in dezelfde tabel gegeven zijn, uitgedrukt in die van de zon als eenheid, variëren van enige honderden malen die der zon voor de zgn. super-reuzen, zoals Betelgeuze, tot ca een honderdste van die der zon voor de zgn. witte dwergen (zie sub 7).
4. Ware lichtkrachten
De werkelijke lichtkrachten der sterren lopen sterk uiteen. De helderste klassen van sterren vormen de zgn. superreuzen (supergiants), of c-sterren, en de sterren van zeer hoge oppervlakte-temperatuur (spectraalklassen O en Bo). De hoeveelheid licht die door deze sterren uitgezonden wordt, overtreft de lichtuitstraling der zon 10 000-100 000 maal. De sterren met de kleinste lichtkracht die men heeft kunnen waarnemen zenden daarentegen ca een millioen maal minder licht uit dan de zon. De super-reuzen zijn zeer zeldzaam; hoe zwakkere „absolute” lichtkracht men beschouwt, hoe frequenter in het algemeen de sterren worden. Op de vraag, of tussen de sterren ook grote donkere lichamen, zoals de planeten van het zonnestelsel, voorkomen, kan men nog geen antwoord geven, omdat zelfs bij de dichtstbijzijnde ster deze eventuele planeten ver beneden de waarnemingsgrens zouden liggen.
5. Temperaturen
De temperaturen der bekende sterren variëren van 3000 gr C. tot ca 100 000 gr. C.; het laatste getal is echter zeer onzeker, daar voor sterren met zeer hoge temperatuur deze slechts langs een indirecte en vrij onzekere weg af te leiden valt. Deze temperaturen hebben betrekking op het lichtgevende oppervlak. De temperaturen in het binnenste der sterren zijn zeker veel hoger; op theoretische gronden schat men dat de temperatuur in het centrum der meeste sterren ca 15 millioen gr. C. moet zijn.
Het diagram, dat men wel met de naam Hertzsprung-Russell-diagram aanduidt, speelt een belangrijke rol in de sterrenkunde .
6. Massa’s der sterren
In sommige gevallen kan men het gewicht (de massa) van een ster bepalen uit de aantrekkingskracht die zij op een dicht in haar nabijheid staande andere ster uitoefent, welke aantrekkingskracht men op haar beurt kan berekenen uit de baan, die de beide componenten van zo’n dubbelster” om elkaar beschrijven. Het blijkt dat de massa’s der sterren in het algemeen slechts weinig verschillen van die der zon. Sterren, welker massa meer dan tien maal de zonmassa bedraagt, zijn zeldzaam; dit zijn alle sterren van zeer grote lichtkracht. De kleinste sterren die men kent hebben ongeveer een tiende van de zonmassa; dit zijn alle zwakke dwergsterren. Voor enige representatieve sterren vindt men de massa’s in tabel III. Het blijkt dat er een nauw verband bestaat tussen lichtkracht en temperatuur enerzijds en massa anderzijds, zodat ook voor enkelvoudige sterren de massa met vrij grote zekerheid uit de lichtkracht en de temperatuur berekend kan worden.
7. Dichtheden
Kent men massa en diameter, dan is het gemiddelde s.g. (de gemiddelde dichtheid) direct te berekenen. De gemiddelde dichtheid van de zon is 1,41. Het is duidelijk dat de dichtheden enorm uiteenlopen. Terwijl voor de sterren der „hoofdreeks” de dichtheden vergelijkbaar zijn met die der zon, vinden wij voor super-reuzen als Betelgeuse bijv. een gemiddelde dichtheid van minder dan 1/1000stevan die van gewone lucht. Aan de andere kant bereikt het s.g. der witte dwergen geheel ongekende grootten: een kubieke centimeter van de stof waaruit de begeleider van Sirius samengesteld is, zou 27 kg wegen, terwijl dit gewicht bij Van Maanen’s ster ca 8000 kg zou bedragen. De materie moet zich in die witte dwergen in een toestand bevinden die geheel verschillend is van de toestanden waarin de materie hier op aarde voorkomt. De theoretische natuurkunde is er in geslaagd een bevredigende verklaring voor het bestaan van deze excessieve dichtheden te geven.
8. Rotatie
De zon wentelt om haar as in een periode van ongeveer 25 dagen. Ook de sterren roteren. Voor de sterren met massa’s van de orde van de zon is deze rotatie bijna altijd langzaam. Sterren met spectraaltypen 0,B, A en F hebben echter meestal zeer grote rotatiesnelheden, dikwijls zelfs zo groot dat de middelpuntvliedende kracht bij de aequator van dezelfde orde wordt als de aantrekkingskracht. Zulke sterren zijn sterk afgeplat en in verschillende gevallen verliezen zij materie ten gevolge van de sterke middelpuntvliedende kracht.
9. Structuur en energiebron der sterren
Het meest opvallende in de samenstelling der atmosferen van zon en sterren is ten eerste de grote overmaat van waterstof en helium (deze vormen 99 pct van het totale gewicht) en ten tweede het feit dat de samenstelling van alle sterren ongeveer dezelfde is. Het bestaan van de verschillende spectraalklassen is dan ook niet het gevolg van grote onderlinge verschillen in samenstelling, maar in hoofdzaak van verschillen in temperatuur en druk. Ook het interstellaire gas, dus de materie waaruit de sterren gevormd worden, heeft ongeveer dezelfde samenstelling. De materie in het heelal verschilt dus wel heel sterk van de Aarde, waar helium een zeldzaam element is en waterstof slechts een kleine fractie van het gewicht bijdraagt. Laten we echter deze twee elementen buiten beschouwing, dan blijkt de relatieve frequentie der andere elementen in de aardkorst ongeveer dezelfde te zijn als in zon, sterren en interstellair gas.
Theoretische beschouwingen hebben het mogelijk gemaakt voor sterren van de zgn. „hoofdreeks” een benaderde voorstelling te verkrijgen van het verloop van temperatuur en druk in het inwendige, en tevens van de relatieve hoeveelheden waterstof, helium en de gezamenlijke zwaardere elementen. Men heeft zo gevonden dat ook in het inwendige waterstof en helium ca 99 pct van het gewicht vormen, waarvan ca 4/5 waterstof en ⅕ helium.
Voor de temperatuur in het centrum vindt men ca 15 millioen gr. Deze temperatuur is juist hoog genoeg om in het centrale deel een sub-atomair proces in werking te stellen, nl. de omzetting van waterstof in helium. Merkwaardig is dat de hieruit vrij komende energie juist voldoende is om de waargenomen straling der sterren op gang te houden.
Dit inzicht in de bouw der sterren en in de kernprocessen die verantwoordelijk zijn voor hun energie-ontwikkeling maakt het tevens mogelijk het merkwaardige verband tussen temperatuur en intrinsieke helderheid te begrijpen; althans voor sterren der „hoofdreeks”. Voor de „reuzen” is de theorie nog in een zeer gebrekkig stadium.
10. Evolutie
Op den duur zal in het inwendige der sterren zoveel waterstof in helium omgezet worden dat de samenstelling merkbaar verandert en er tenslotte zelfs een tekort aan waterstof komt. Beschouwen we deze processen over tijden, vergelijkbaar met de vermoedelijke leeftijden der sterren (ca drie milliard jaar voor de zon), dan blijken de veranderingen aanzienlijk te kunnen worden. In de zon zelf wordt per milliard jaar ca 1 pct van de totale massa in helium omgezet; haar samenstelling en dus ook haar helderheid zal dus in de loop van de tijd weinig veranderd zijn. Geheel anders staat het echter met de sterren van hoge lichtkracht, zoals O-sterren. Deze kunnen niet veel langer dan tien millioen jaar bestaan hebben. Men kan hieruit concluderen dat de sterren van hoge lichtkracht astronomisch gesproken zeer recent gevormd moeten zijn en vermoedelijk ook thans nog gevormd worden uit wolken van interstellair gas. Dr Blaauw te Leiden is er in geslaagd verschijnselen te ontdekken die op directe wijze aantonen dat heldere O- en B-sterren in recente tijd ontstaan zijn. Bij een groep van O- en B-sterren in Perseus vond hij zelfs een leeftijd van slechts 11/3 millioen jaar.
Bij het geleidelijk verbruiken van de waterstof zal de lichtkracht van de ster iets toenemen. Zij beweegt zich in het Hertzsprung-Russell diagram langs de hoofdreeks naar boven. Als de waterstof in het kerngedeelte opgebruikt is zal een radicale verandering, in de ster optreden. Men neemt thans aan dat sterren van niet te grote massa ten slotte in „witte dwergen” zullen veranderen, maar men tast nog in het duister over de tussenliggende periode.
11. Dubbelsterren
Met de kijker vindt men vele gevallen waarin twee sterren zeer dicht bij elkaar liggen. Meestal staan die twee sterren tevens op dezelfde afstand van ons; zij horen dan in werkelijkheid bij elkaar en vormen wat men een physische dubbelster noemt. Van deze dubbelsterren zijn er thans meer dan 20 000 bekend. Door de wederzijdse aantrekking beschrijven de beide zgn. componenten van een dubbelster banen om hun gemeenschappelijk zwaartepunt. Het aantal dubbelsterren waarvan men de baan heeft kunnen bepalen bedraagt ruim honderd. De omloopstijden in deze banen variëren van een paar jaar tot een paar duizend jaar, de gemiddelde afstanden tussen de twee componenten van enkele malen tot honderd maal de afstand aarde-zon.
Dubbelsterren met zeer korte omloopstijd en dus ook kleine baan-afmeting kunnen niet meer gescheiden waargenomen worden. De dupliciteit kan bij dit soort sterren echter dikwijls toch geconstateerd worden met behulp van de spectrograaf. Ten gevolge van de in deze gevallen steeds vrij snelle baanbeweging worden nl. de spectraallijnen van de component die zich naar ons toebeweegt iets naar het violet, die van de component die zich van ons af beweegt daarentegen naar het rood verschoven (volgens het principe van Doppler). Sterren, waarbij men langs deze weg de dupliciteit aan toont, noemt men spectroscopische dubbelsterren in tegenstelling tot de zem. visuele dubbelsterren waarvan boven sprake was. Spectroscopisch afgeleide banen zijn er thans ruim 300 goed bekend. De omloopstijden variëren van enige uren tot enige jaren.
Het komt voor, dat een of beide componenten van een visuele dubbelster zelf weer visueel of spectroscopisch dubbel zijn. Men heeft dan dus een triple- of een quadruple-ster. In de regel is bij een triple-ster de afstand tussen twee der componenten veel kleiner dan die tussen deze beide en de derde component; slechts zelden zijn de onderlinge afstanden van dezelfde grootte-orde. Er zijn ook zgn. veelvoudige sterren met meer dan drie componenten. Ten slotte bestaan er nog sterrenhopen.
12. Veranderlijke sterren
Indien bij een dubbelster de afstand tussen de beide componenten niet veel groter is dan de diameters der componenten zelf, kan het voorkomen, dat de componenten, terwijl zij hun banen om elkaar heen beschrijven, elkaar van de aarde uit gezien telkens geheel of gedeeltelijk bedekken. Indien de grootste component een geheel donker lichaam was, zou, wanneer hij voor de kleinere component schoof, het licht van deze laatste geheel verduisterd worden en de ster dus schijnbaar geheel uitgedoofd lijken. In alle gevallen, die bekend zijn, zijn echter beide componenten lichtgevend, zodat bij de bedekking slechts het licht verminderd wordt.
Men kent thans een groot aantal sterren waarbij lichtwisselingen van deze aard voorkomen. Deze klasse van „veranderlijke” sterren bestempelt men met de naam verduisterings-of bedekkingsveronderlijken. De bekendste zijn Algol (𝛽 Persei) en 𝛽 Lyrae; in beide gevallen zijn de lichtveranderingen zonder moeite met het blote oog te constateren. De omloopstijd van Algol bedraagt iets minder dan drie dagen; dit is de tijd tussen twee opeenvolgende bedekkingen; de lichtsterkte van de ster wordt bij de bedekking tot op een derde verminderd.
De onderlinge afstand der componenten is bij al deze verduisteringsveranderlijken zo klein dat zij niet als visuele dubbelster, maar steeds als één enkele ster waargenomen worden. Er zijn een aantal verduisteringsveranderlijken bekend, waarbij de twee componenten zo dicht bij elkaar staan dat zij elkaar voortdurend vrijwel aanraken. Nauwkeurige bestudering der lichtkrommen en spectroscopisch gemeten snelheden maakt het mogelijk in vele gevallen zowel de afmetingen der componenten als hun gemiddelde dichtheden en lichtkrachten te bepalen.
Er zijn ook een groot aantal veranderlijke sterren waarbij de lichtwisselingen niet aan verduisteringen kunnen worden toegeschreven, maar zeer waarschijnlijk aan inwendige veranderingen in een enkelvoudige ster. In vele gevallen, zoals bij de zgn. Cepheïden, naar hun opvallendste vertegenwoordigers ook wel veranderlijken van het 𝛿 Cepheïtype (voor perioden langer dan een dag) en van het RR Lyrae-type (voor perioden korter dan een dag) genoemd, schijnt de verandering door een soort regelmatige pulsatie der sterren te voorschijn geroepen te worden; over het mechanisme dezer pulsatie weet men echter nog slechts weinig.
De periode waarna de lichtwisseling zich herhaalt varieert bij deze sterren tussen minder dan twee uren en ca honderd dagen. Er is een nauw verband tussen de periode en de ware lichtkracht dezer sterren; Cepheïden met eenzelfde periode schijnen ook alle dezelfde ware lichtkracht te hebben. Daar men, indien de ware lichtkracht zowel als de schijnbare lichtkracht van een ster bekend zijn, de afstand kan berekenen (ten minste indien het licht op de weg tussen de ster en de waarnemer niet door absorptie verzwakt is), vormen de Cepheïden een machtig hulpmiddel om afstanden in het heelal te schatten. De Cepheïden met perioden langer dan een dag zijn super-reuzen en hun grote helderheid maakt dat zij zelfs op buitengewoon grote afstanden te onderscheiden zijn.
Er zijn ook veranderlijke sterren, de zgn. lang-periodische en onregelmatige, of ook wel Miraveranderlijken, waarbij de lichtwisseling langzamer gaat en waarbij de periode ligt tussen ongeveer een half jaar en enige jaren. Deze sterren zijn alle reuzen met zeer lage oppervlaktetemperatuur. Wat de physische achtergrond betreft tast men bij deze sterren nog vrijwel geheel in het duister. De lichtwisselingen zijn bij vele sterren dezer klasse onregelmatig. De helderste representant is de ster omikron Ceti, of Mira Ceti. Ten slotte moet nog een andere klasse van veranderlijke sterren genoemd worden, waarbij de oorzaak der lichtverandering eveneens onbekend is, nl. de nieuwe sterren of Novae. Dit zijn sterren waarvan plotseling de lichtkracht zeer sterk (tussen tienduizend en misschien tien millioen maal) toeneemt, om dan geleidelijk in de loop van tientallen jaren weer tot de vroegere helderheid terug te keren. Het proces gelijkt op een explosie op reusachtige schaal.
13. Radio-sterren
Uit onderzoek van straling van ½ tot 10 m golflengte blijkt dat deze straling gedeeltelijk afkomstig is van kleine gebieden aan de hemel, die men puntbronnen of radio-sterren noemt. Men heeft slechts een klein percentage van deze radio-sterren kunnen identificeren met zichtbare objecten, nl. met enkele bijzondere gasnevels in het melkwegstelsel en met spiraalnevels (d.z. andere sterrenstelsels). Over de aard van de meerderheid der puntbronnen verkeert men nog in het onzekere.
14. Aantallen sterren; melkweg
Het aantal sterren dat een normaal waarnemer op een bepaald tijdstip met het blote oog kan onderscheiden, is, zelfs in een zeer heldere maanloze nacht, niet groter dan ca 2000; zou men de waarneming over de ganse hemelbol uitstrekken, dan zou men ca 4000 sterren kunnen tellen. De zwakkere sterren zijn het talrijkst: het aantal van iedere volgende grootte-klasse is groter dan dat van de voorafgaande. Er zijn dan ook vele sterren, die te zwak zijn om met het blote oog waargenomen te worden, maar die in kijkers of op fotografische opnamen te voorschijn treden.
Reeds een oppervlakkige beschouwing van de verdeling der zwakkere sterren over de hemel doet zien dat deze verdeling verre van gelijkmatig is. Het minst talrijk zijn de sterren in twee ongeveer diametraal tegenover elkaar liggende streken, de ene in het sterrenbeeld Haar van Berenice, de andere in Sculptor, terwijl zij in een gordel, die ongeveer midden tussen deze beide streken als een ring om de hemel sluit, het dichtst opeen liggen. De verhouding van het aantal sterren op een bepaald oppervlak in de gordel tot dat op een zelfde oppervlak in de genoemde ster-arme streken neemt toe naarmate men zwakkere sterren beschouwt. Voor sterren van de 5de grootte is zij ongeveer als 5:1, terwijl voor de 20ste grootte een verhouding 50 : 1 gevonden wordt. Het zeer grote aantal zwakke sterren in de ster-rijke gordel roept een zwak lichtschijnsel te voorschijn, dat men met het ongewapende oog kan waarnemen, ofschoon de afzonderlijke sterren te zwak zijn om een lichtindruk teweeg te brengen. Dit lichtschijnsel noemt men melkweg.
De verdeling der sterren in de melkweggordel is uiterst ongelijkmatig; het helderste gedeelte van de melkweg ligt in de sterrenbeelden Schutter en Schild van Sobieski, terwijl ongeveer diametraal daartegenover, in Orion en Monoceros, de melkweg nauwelijks zichtbaar is.
15. Melkwegstelsel
De verdichting der sterren naar de melkweg is een gevolg van de vorm van het ons omringende stelsel van sterren. Vrijwel alle sterren die men kent, of die met de grote kijkers gefotografeerd kunnen worden, behoren bijeen in een groot stelsel. Dit stelsel, het zgn. melkwegstelsel, heeft de vorm van een uiterst platte schijf, waarvan het vlak samenvalt met de melkweg; het vormt wat men een eiland in het heelal zou kunnen noemen en is aan alle zijden omgeven door ruimte waarin vrijwel geen sterren voorkomen. Merkwaardig is dat sterren van verschillende soort geheel verschillende verdelingen over het melkwegstelsel vertonen. Zo liggen bijv. de heldere sterren van spectraaltypen O en B bijna zonder uitzondering minder dan 300 lichtjaren van het melkwegvlak, en vormen dus een uiterst platte schijf. Veranderlijke sterren van het RR Lyrae type daarentegen hebben een gemiddelde afstand van ca 10 000 lichtjaren van het melkwegvlak en zijn bijna bolvormig symmetrisch om het centrum van het stelsel verdeeld. Deze verschillen moeten samenhangen met de leeftijden der betrokken sterren, waarbij de genoemde veranderlijke tot de oudste sterren in het melkwegstelsel gerekend moeten worden.
De uitgestrekte interstellaire gaswolken en de sterren van hoge temperatuur zijn op merkwaardige wijze langs spiraalvormige armen gerangschikt.
De sterren in het melkwegstelsel worden bijeengehouden door hun wederzijdse aantrekkingskracht; iedere ster beschrijft onder de invloed van de aantrekkingskracht van het gehele stelsel een baan om het centrum daarvan. De omloopstijd is echter zeer lang, ca tweehonderd millioen jaar. Het centrum van het stelsel ligt op een afstand van ca dertig duizend lichtjaren in de richting van een punt op de grens van de sterrenbeelden Schutter en Schorpioen; de zon bevindt zich tamelijk dicht bij de buitenrand van het stelsel, maar in het centrale vlak van de schijf. De centrale gedeelten van het stelsel kunnen niet waargenomen worden; zij zijn door kosmische wolken, die het licht absorberen, aan ons oog onttrokken. Voor meer gedetailleerde gegevens en een diagram van het stelsel z melkweg.
Het melkwegstelsel is niet het enige sterrenstelsel dat men kent. Er bestaan vele andere dergelijke stelsels; de meeste bevinden zich echter op zo grote afstand dat er geen afzonderlijke sterren in waargenomen kunnen worden; zij zijn slechts als nevelvlekjes waar te nemen (zgn. extra-galactische nevels of spiraalnevels). Men kan nog niet uitmaken of het aantal dezer stelsels begrensd of onbegrensd is (z: nevels).
16. Bewegingen der sterren
Zoals reeds vermeld werd, beschrijven de sterren onder de invloed van de aantrekkingskracht van het sterrenstelsel banen om het centrum. Voor het merendeel der bekende sterren wijken deze banen slechts weinig van cirkels af en liggen zij nagenoeg in hetzelfde vlak, nl. in het centrale vlak van het schijfvormige stelsel, het zgn. melkwegvlak. De banen worden bijna zonder uitzondering in dezelfde richting doorlopen en men kan dus zeggen dat het melkwegstelsel roteert om een as die loodrecht op het melkwegvlak staat. De draaiingssnelheid bedraagt in de omgeving van de zon ca 250 km per secunde, in hoekmaat uitgedrukt bedraagt zij slechts 0,006 boogsecunden per jaar. Uit deze gegevens vindt men dat de totale massa van het melkwegstelsel geraamd moet worden op tien billioen maal de massa der zon. De zon en alle sterren in haar omgeving beschrijven grotendeels dezelfde banen in het grote stelsel; haar relatieve snelheden zijn dus in het algemeen veel kleiner dan de gemeenschappelijke rotatiesnelheid van het melkwegstelsel. De zon zelf heeft ten opzichte van het gemiddelde der omringende heldere sterren een snelheid van 20 km per secunde, gericht naar een punt bij i8h rechte klimming en +30° declinatie; dit punt noemt men het apex der zonsbeweging. Gerekend van hetzelfde uitgangspunt (het zwaartepunt of gemiddelde der heldere sterren) hebben de andere heldere sterren snelheden die gemiddeld ca 30 km per secunde bedragen.
De richtingen dezer snelheden zijn niet geheel willekeurig in de ruimte verdeeld: zij vertonen enige voorkeur voor twee diametraal tegenovergestelde richtingen in het melkwegvlak. Dit is het verschijnsel der zgn. ster-stromen, zo genoemd omdat men aanvankelijk meende dat het veroorzaakt werd doordat twee stelsels van sterren zich door elkaar heen bewogen. Thans kan het verschijnsel, althans in hoofdzaak, als natuurlijk gevolg van de rotatie van het melkwegstelsel verklaard worden.
17. Materie tussen de sterren
In de ruimte tussen de sterren bevindt zich een zeer ijle materie, gedeeltelijk in gas-vorm en gedeeltelijk in de vorm van uiterst kleine vaste deeltjes, met diameters van dezelfde orde van grootte als de golflengte van het licht. Het interstellaire gas is bijzonder ijl, gemiddeld vindt men slechts ca 1 atoom per cm3. Nabij het melkwegvlak is de totale hoeveelheid gas echter vergelijkbaar met de hoeveelheid materie die zich in de sterren bevindt. Gas en vaste deeltjes komen vnl. voor in de spiraalarmen. De verdeling in deze armen is uiterst ongelijkmatig, de meeste materie is geconcentreerd in afzonderlijke wolken, die vaak een zeer grillige structuur hebben. Wordt zo’n wolk beschenen door het licht van een zeer heldere ster in haar onmiddellijke nabijheid, dan kan zij voor ons waarneembaar worden als een zgn. diffuse lichte nevelvlek. Op foto’s van de melkweg vindt men vele dergelijke lichtende nevels. De bekendste is de Orionnevel, die helder genoeg is om met het blote oog gezien te kunnen worden. Is de beschijnende ster een ster van zeer hoge temperatuur zoals bij de Orionnevel, dan wordt de waterstof in de wolk geïoniseerd en krijgt een temperatuur van ca 10 000 gr. K. De temperatuur van de meeste wolken is echter slechts 100 gr. K.
Met behulp van de door de waterstof der koude wolken uitgezonden straling bij 21 cm golflengte kan men de verdeling dezer wolken in de ruimte vinden. Aan de andere kant wordt de exploratie van het sterrenstelsel bij gewoon licht in hoge mate bemoeilijkt door de in de wolken voorkomende vaste deeltjes. Deze deeltjes absorberen en verstrooien het licht der sterren in zo sterke mate, dat zij het grootste gedeelte van het melkwegstelsel geheel aan onze waarneming onttrekken (z heelal, sterrenbeelden, zon).
PROF. DR J. H. OORT.
