Astronomie: begrippen

Spaghettificatie

De zwaartekracht die een object op een ander uitoefent hangt af van de afstand, namelijk omgekeerd evenredig met de afstand in het kwadraat. Dit betekent dus dat als men op Aarde loopt, het hoofd minder aangetrokken wordt dan de voeten. Maar dat verschil is volslagen onbeduidend in dit geval. Bij zwarte gaten is het gravitatieveld enorm groot, en dus ook het hoger vermelde verschil. Dat betekent dat de kant van een object het dichtst bij het zwart gat nog harder aangetrokken wordt dan de 'achterkant'. Van zodra dit verschil groter is dan de bindingskrachten die het object aaneenhouden, gaat het uitrekken in de richting van het zwart gat. Het wordt zodoende een lange sliert, die men dan kan vergelijken met spaghetti.
De term spaghettificatie is afgeleid van een voorbeeld in het boek 'A Brief History of Time' door Stephen Hawking, waarin hij beschrijft hoe een denkbeeldige astronaut die de waarnemingshorizon van een zwart gat overschrijdt, wordt "uitgerekt als spaghetti".

Spectraalklasse

De spectraalklasse is een indeling van sterren op de kleur en het spectrum van het uitgestraalde licht. Met het blote oog is al te zien dat sterren verschillende kleuren hebben, sommigen zijn blauwachtig, anderen meer rood. Afhankelijk van de oorspronkelijke massa en leeftijd van de ster is de temperatuur verschillend en zendt hij verschillende spectra van licht uit. Behalve de straling door de temperatuur, waarbij sterren als een zwart lichaam beschouwd kunnen worden zijn er heldere of donkere spectraallijnen in de spectra te vinden van de elementen waaruit de ster bestaat of waar het licht van de ster doorheen valt.

De soorten spectra werden begin 20e eeuw door de astronome Annie Jump Cannon geclassificeerd volgens de letters van het alfabet, maar later door haar bijgesteld tot de reeks W-O-B-A-F-G-K-M-R-N-S, waarbij de O sterren het heetst (en blauw) zijn, en de M sterren het koelst (en rood).

De R, N, S sterren zijn speciale gevallen en pas later toegevoegd, waarbij niet de temperatuur, maar de chemische samenstelling van de ster de bepalende factor is. Nog later zijn een type W toegevoegd (Wolf-Rayet sterren), hete sterren die hun waterstof en helium verloren hebben), en een type L (bruine dwergen). Een verdere verfijning wordt aangebracht door een cijfer toe te voegen, bijvoorbeeld K5 is "halverwege" K0 en M0. Naast deze onderverdeling kan ook een aanduiding gebruikt worden die bijvoorbeeld de magnitude aangeeft (I of c = superreus, III of g = rode reus, V of d = hoofdreeksster, D = "degenerate" = witte dwerg), of die aangeeft of spectraallijnen van bepaalde elementen sterker of juist zwakker zijn dan wat normaal is voor deze klasse. Een toegevoegde "e" geeft ongebruikelijke emissielijnen aan, een "p" wijst op een spectrum met eigenaardige ("peculiar") kenmerken.

Bij de meeste sterren is er een duidelijke relatie tussen de lichtkracht en de spectraalklasse, de hete en blauwe sterren geven het meeste licht, koele en rode sterren het minste. Dit verband is uitgezet in het Hertzsprung-Russell diagram en wordt de hoofdreeks genoemd. Naast de hoofdreeks zijn er rode reuzen en witte dwergen.

Onze Zon is van spectraalklasse G2, bijvoorbeeld Sirius (Alpha Canis Majoris) is heter en van type A1. Aldebaran (Alpha Tauri) is wat koeler, een rode reus van type K5. De K- en M-klasse sterren van de hoofdreeks zijn rode dwergen en zo lichtzwak dat ze niet met het blote oog te zien zijn.

Kenmerken van de verschillende klassen

klasse	temperatuur	kenmerken
W	30 000 - 60 000 K	Wolf-Rayet ster, geen helium-absorptielijnen, wel koolstof of stikstof
O	30 000 - 50 000 K	absorptielijnen van geïoniseerd Helium
B	10 500 - 28 000 K	absorptielijnen van neutraal Helium
A	7500 - 10 000 K	sterke absorptielijnen van Waterstof
F	6100 - 7400 K
G	5000 - 6050 K
K	3550 - 4900 K	veel absorptielijnen, ook van CH en CN moleculen
M	2500 - 3500 K	absorptiebanden van TiO, rode dwergen
R	als G en K	absorptiebanden van moleculaire koolstof
N		sterke absorptie van koolstof en koolstofverbindingen
S	als M	absorptiebanden van zirkoonoxide
L	koeler dan M	variatie in absorptiespectra, bruine dwergen
kleuren slechts ter indicatie

Spectroscopische dubbelster

Een spectroscopische dubbelster is een dubbelster die met een telescoop niet gescheiden waargenomen kan worden. Dat het toch om een dubbelster gaat is alleen af te leiden uit spectroscopische waarneming van de ster. De lijnen van het spectrum verschuiven door het dopplereffect als de ster naar de waarnemer toe of er vanaf beweegt. Bij een spectroscopische dubbelster zie je dan dat de spectraallijnen zich periodiek om een vaste positie heen bewegen. Sommige lijken zich te splitsen, als de ene ster van ons af beweegt komt de ander juist naar ons toe. Uit de grootte en periode van de afwijkingen kunnen astronomen de massa en andere gegevens van de sterren herleiden. Door technische ontwikkelingen in telescopen heeft men sommige spectroscopische dubbelsterren inmiddels visueel kunnen scheiden. Deze sterren zijn daarmee niet alleen spectroscopische, maar ook visuele dubbelsterren.

Sterbeving

Een sterbeving is een zeer zeldzaam astronomisch verschijnsel dat alleen voor kan komen bij een neutronenster. Om de energie te genereren die nodig is voor een sterbeving moet de neutronenster een zeer hoge rotatiesnelheid hebben. Dit type neutronenster wordt ook wel een pulsar genoemd. Een pulsars met een extreem sterk magnetisch veld wordt ook wel een magnetar genoemd. Deze sterren zijn in staat om een sterbeving te produceren. Wanneer de magnetische veldlijnen van een magnetar door de hoge rotatiesnelheid verstrikt raken kunnen deze knappen. Hierbij komt een enorme hoeveelheid energie vrij die als een sterbeving door het oppervlak van de neutronenster raast. De energie kan zelfs zo hoog zijn dat de korst van de ster kan breken. Dit wordt een hyperflare genoemd.

Stralenkrans

Rond volle maan zijn de stralenkransen rond de kraters Copernicus en Tycho goed te zien. Een stralenkrans vormt zich bij het ontstaan van een inslagkrater op een hemellichaam zonder atmosfeer wanneer er materiaal vanuit het inslagpunt radiaal over het oppervlak van het hemellichaam wordt verspreid. Vooral indien dit materiaal een hoger albedo heeft dan het omringende landschap zijn deze stralenkransen goed zichtbaar als lichte lijnen" Soms kan het uitgestoten materiaal ook een lager albedo hebben, en dan vormen zich donker gekleurde stralen. Stralenkransen kunnen astronomen helpen bij het vaststellen van de leeftijd van de kraters van waaruit zij ontspringen. Dit kan zijn doordat de stralenkrans is overspoeld door relatief nieuw gevormde lava of door erosie door de inslagen van micrometeorieten op het hemellichaam. Stralenkransen zijn waargenomen op onder andere Mercurius en verscheidene planetaire satellieten in ons Zonnestelsel.