Astronomie: De Oerknal of Big Bang DEEL 1

Er zijn twee belangrijke aanwijzingen dat ons heelal in het verleden een periode heeft doorgemaakt van zeer hoge dichtheid en temperatuur:

1. de uitdijing van het heelal; men kan zien dat de meeste melkwegstelsels zich van elkaar verwijderen.
2. de gelijkmatige kosmische achtergrondstraling(1) van het heelal, met een temperatuur van 2,7° Kelvin (-270,45° C).

Als men terug gaat in de tijd, waarbij het heelal steeds kleiner en warmer zou worden, komt men uit op een moment, ongeveer 13,7 miljard jaar geleden, dat alle materie en ruimte is samengebald in één superheet punt: de singulariteit(2). Vanuit dit punt moet ons heelal in een onvoorstelbare explosie zijn ontstaan. ‘Explosie’ is niet het goede woord, men zou dan misschien denken aan een soort bom die op een bepaald punt in de lege ruimte afging. In werkelijkheid ging het om een plotselinge expansie van de ruimte zelf, met alles wat daarin zit. Er was ook geen centrum voor deze expansie; het gebeurde overal tegelijk.

Omrekentabel. Klik hier.

(1) Kosmische achtergrondstraling

De kosmische achtergrondstraling is de warmtestraling die is uitgezonden tijdens de oerknal. Volgens deze theorie was het vroege heelal extreem heet en terwijl het uitdijde, koelde het heelal af. Na zo'n 300.000 jaar was het heelal afgekoeld tot zo'n 3000 kelvin en konden atomen gevormd worden. Elektronen werden gebonden aan protonen en neutronen. Doordat fotonen niet meer gehinderd werden door interacties met elektronen werd het heelal doorzichtig. Dit licht van het vroege heelal wordt tegenwoordig waargenomen als de kosmische achtergrondstraling. Doordat het heelal sinds die tijd zo'n 1000 keer zo groot is geworden is de temperatuur van de achtergrondstraling gedaald tot 3 kelvin (2,725 ± 0,001 K).
De kosmische achtergrondstraling werd in 1946 door Robert Dicke voorspeld en geschat op 20 K. In 1948 schatte George Gamow de straling op 50 K en in 1950 schatten Ralph Alpher en Robert Herman ze op 5 K, wat later een goede schatting bleek te zijn. De daadwerkelijke ontdekking werd in 1965 door Arno Penzias en Robert Wilson min of meer bij toeval gedaan. Ze ontdekten een isotrope straling op een golflengte van 1,9 mm. Niet wetende dat die straling voorspeld was, dachten ze dat het aan hun telescoop lag. Aangezien er regelmatig duiven in hun telescoop overnachtten, werd de telescoop ontdaan van alle duivenpoep, ook de bouten in de telescoop werden afgevijld. Toen er daarna nog steeds straling werd gedetecteerd, werd er maar eens contact opgenomen met enkele collega's die hen al snel wisten te vertellen dat ze de kosmische achtergrondstraling hadden ontdekt. In 1978 kregen zij de Nobelprijs voor de Natuurkunde voor deze ontdekking.

COBE
Na Penzias en Wilson is veel onderzoek gedaan aan de kosmische achtergrondstraling onder andere door ballonnen die men tot grote hoogte vanaf het aardoppervlak liet opstijgen. Men was vooral op zoek naar de relatie tussen de uitgezonden golflengten en de intensiteit van de straling. De theorie voorspelde dat de straling gelijk aan die van een zwart lichaam moest zijn, een voorspelling die uit is gekomen. De waarnemingen in 1992 van de COBE-satelliet (COsmic Background Explorer) bevestigden dit. Cobe bracht de temperatuurverschillen in kaart. Het bleek dat de achtergrondstraling zeer gelijkmatig was, met slechts minimale fluctuaties. Twee belangrijke eigenschappen die door Cobe werden gevonden in de variatie in de achtergrondstraling waren de grootte van de variaties (of eigenlijk het gebrek daaraan) en de granulariteit, dat wil zeggen de grootte van delen van de hemel die kouder of juist warmer zijn. Wat betreft de grootte van de variaties bleek dat de achtergrondstraling duidelijk minder variabel was dan vooraf geschat werd. Dit betekent dat de dichtheidsvariaties ten tijde van de achtergrondstraling kleiner waren dan volgens de bestaande modellen nodig was om het ontstaan van de huidige systemen van clusters en superclusters te verklaren. Een van de mogelijke verklaringen is dat een vorm van donkere materie op dat moment al sterker was samengeklonterd, maar dat dat voor zichtbare materie door haar interactie met straling nog niet het geval was. In een dergelijk model zou de zichtbare materie na ontkoppeling kunnen 'vallen' naar al bestaande dichtheidsconcentraties in plaats van zelf te hoeven samenklonteren. Wat betreft de grootte van de 'warme' en 'koude' gebieden, bleek dat punten op een afstand dusdanig groot dat het licht de afstand die nog niet had kunnen overbruggen in de tijd tussen de oerknal en het uitzenden van de achtergrondstraling toch niet onafhankelijk waren. Deze waarneming, verwant aan het horizonprobleem, wordt beschouwd als een bewijs voor de theorie van kosmische inflatie, omdat deze het wel mogelijk maakt dat ver verwijderde delen van het heelal zeer vroeg in de kosmische geschiedenis met elkaar in verbinding hebben gestaan.

WMAP
In juni 2001 werd de Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) gelanceerd. De eerste gegevens kwamen in februari 2003 binnen en toonden in veel groter detail de temperatuurfluctuaties van de kosmische achtergrondstraling. De bestudering van de achtergrondstraling heeft veel nieuwe inzichten opgeleverd, zoals een precieze datering van de oerknal op 13,7 miljard jaar geleden en het ontstaan van de eerste sterren zo'n 180 miljoen jaar na de oerknal.

(2) Singulariteit (natuurkunde)

Een singulariteit is in de kosmologie een punt met een oneindig klein volume en een oneindige grote dichtheid. De ruimte-tijd is hier zo sterk gekromd, dat ruimte en tijd feitelijk ophouden te bestaan. Dit heeft onder meer tot gevolg dat ook de in de gewone natuurkunde geldende wetten in een singulariteit niet meer geldig zijn. Wellicht vinden er in of in de buurt van een singulariteit allerlei processen plaats die in de huidige exacte wetenschap nog onbekend zijn.
Volgens de oerknaltheorie is het hele heelal ontstaan uit een zeer klein punt, dat in de buurt van een singulariteit kwam. Een echte singulariteit was dit echter (vermoedelijk) niet.
De algemene relativiteitstheorie veronderstelt verder voor het huidige heelal minstens twee soorten singulariteiten: het centrum van zwarte gaten en zogeheten naakte singulariteiten, dat wil zeggen de zichtbare tegenhangers van zwarte gaten (zonder gebeurtenissenhorizon). Van het bestaan van dit laatste verschijnsel is men niet geheel overtuigd, maar er zijn sterke aanwijzingen dat er behalve zwarte gaten inderdaad ook naakte singulariteiten bestaan.

Inflatie en expansie Klik hier.

Op het moment van de Oerknal ontstond het heelal als een klein bolletje, volledig gevuld met een oersoep van gloeiendhete materie, anti-materie en straling. Op hetzelfde moment ontstonden ook ruimte en tijd: daarvóór hebben deze termen geen betekenis. Binnen een fractie van een seconde zette het heelal uit tot vele biljoenen malen de oorspronkelijke grootte: dit wordt de inflatie-fase genoemd. Daarna begon de verdere expansie van het heelal in een iets rustiger tempo.

Evolutie van het heelal Klik hier.

Vorming van de elementen

Door de snelle uitzetting van het heelal koelt de superhete oersoep sterk af. Hierdoor kunnen er elementaire deeltjes gevormd worden uit de massa quarks en anti-quarks. Nog vóórdat de eerste seconde voorbij is, verenigen de quarks zich tot protonen en neutronen. Ook worden deeltjes gevormd zonder massa, de neutrino’s, die zich hieraan onttrekken en vrij door het groeiende heelal bewegen. In de volgende 15 minuten worden de eerste elementen gevormd. De losse protonen (= waterstof, p) en neutronen (n) voegen zich samen tot isotopen van:

1. waterstof : deuterium (1 proton, 1 neutron) en tritium (1p, 2n)
2. helium : helium–3 (2p, 1n) en helium-4 (2p, 2n)
3. lithium : lithium-7 (3p, 4n)

Na deze fase bevat het heelal ongeveer 75% waterstof en 24% helium, terwijl de overige elementen minder dan 1 procent uitmaken. Vandaag de dag zijn deze verhoudingen nog steeds zo.

Kosmische achtergrondstraling Klik hier.

Na ongeveer 300.000 jaar is het heelal zover afgekoeld, dat elektronen en kernen samen de eerste atomen kunnen gaan vormen. De temperatuur is dan ongeveer 3000° Kelvin. Ook is er zoveel ruimte gekomen dat de fotonen niet meer automatisch worden geabsorbeerd door de atoomkernen: het heelal wordt doorzichtig, en wordt gevuld met het eerste licht!
Bijna 14 miljard jaar later wordt dit eerste licht opgevangen door de hoornantenne van Penzias en Wilson in 1964. Zij zagen een gelijkmatige achtergrondstraling met een temperatuur van 2,73° Kelvin uit alle richtingen van de hemel komen. Deze straling was 20 jaar eerder al voorspeld door George Gamov. Latere metingen met de COBE satelliet(3) in 1990 lieten zien dat er toch héél kleine temperatuursvariaties - minder dan 1 op 100.000 - in de achtergrondstraling optraden. De blauwe gebieden zijn koud, groen en geel zijn warmer. De WMAP satelliet(4) bevestigde deze metingen nog eens in 2003, met een veel hogere gevoeligheid en resolutie. Men neemt aan dat uit deze onregelmatigheden later de melkwegstelsels ontstaan zijn.

(3) De Cosmic Background Explorer, kortweg COBE Klik hier.

Het was de eerste satelliet die speciaal gebouwd is om kosmologisch onderzoek te verrichten. Het doel was om kleine verschillen in de in 1965 ontdekte kosmische achtergrondstraling in kaart te brengen. In de periode van 1989 tot 1992 heeft de COBE-satelliet zeer veel waarnemingen gedaan, waarbij is vastgesteld dat de intensiteitsverschillen in de kosmische achtergrondstraling buitengewoon klein zijn.

(4) De Wilkinson Microwave Anisotropy Probe, kortweg WMAP Klik hier.

De taak van de Wilkinson Microwave Anisotropy Probe is het in kaart brengen van de temperatuurfluctuaties van de kosmische achtergrondstraling. Deze achtergrondstraling bestaat uit het oudste licht in het heelal en geeft daarmee een inzicht in de evolutie van het heelal. De WMAP is op 30 juni 2001 gelanceerd en bereikte op 1 oktober zijn observatiepositie in het tweede Lagrange-punt (L2) van het aarde-zon-stelsel. Dat punt bevindt zich op 1,5 miljoen kilometer afstand aan de nachtzijde van de aarde.

Dichte gas- en stofwolken Klik hier of Klik hier.

Het heelal, 300.000 jaar na zijn ontstaan:

1. het bevat gewone materie, bestaande uit een mengsel van driekwart waterstof en één kwart helium
2. daarnaast zit het letterlijk vól met fotonen (straling); voor elk atoom zijn er meer dan een miljard fotonen
3. de temperatuur is ongeveer 3000 graden
4. de materie is niet helemaal gelijkmatig verdeeld: er zijn gebieden met een beetje meer, en andere met een beetje minder materie.

Onder de invloed van de zwaartekracht beginnen de losse atomen naar elkaar toe te bewegen. Door de dalende temperatuur kunnen ze aan elkaar blijven plakken. Er ontstaan gigantische wolken van gas en stof, die steeds dichter worden. Bovendien is er behalve gewone materie ook nog eens zgn. donkere materie, misschien wel 4 of 5 keer zoveel als gewone: donkere materie is niet zichtbaar, maar men merkt wel de effecten in de zwaartekracht.

Ontstaan van de sterren Klik hier.

Overal in het heelal trekken zich grote gas- en stofwolken steeds verder samen onder invloed van de zwaartekracht. Hoe meer atomen er bij elkaar zitten, des te sterker wordt de waartekracht in de omgeving. Daardoor trekt een deel van de gaswolk samen tot een gasbol. De beweging van het gas uit alle richtingen veroorzaakt daarbij een draaiing. Doordat de deeltjes van die gasbol steeds dichter bij elkaar komen, stijgt de temperatuur in het centrum. Zodra dat meer dan 10 miljoen graden wordt, ontstaan daar kernreacties waterstofkernen. Die smelten samen tot heliumkernen. Eén heliumkern is een klein beetje lichter dan de vier protonen waaruit hij ontstaat. Het verschil in massa wordt omgezet in energie volgens E=mc². De vrijkomende energie voorkomt bovendien dat de gasbol verder inkrimpt; een nieuwe ster is geboren. De hete straling van de nieuwe ster blaast alle overgebleven stof in zijn omgeving ver weg: hierdoor ontstaan op andere plaatsen weer nieuwe concentraties van stof en gas, waaruit weer andere sterren worden gevormd.

Sterrenstelsels Andromedanevel Klik hier.

Uit de immense gas- en stofwolken in het vroege heelal ontstaan op deze manier oneindig veel nieuwe sterren. Door de kleine verschillen in dichtheid in het allereerste begin worden op sommige plaatsen wat meer sterren gevormd dan op andere. De onderlinge aantrekkingskracht van deze sterren zorgt ervoor dat er sterrenstelsels gaan ontstaan.

Donkere materie Klik hier.

Bij een onderzoek naar de rotatie van sterrenstelsels stuitte men op een probleem: de buitenste regionen van de meeste stelsels draaien veel sneller rond dan op grond van de wetten van Kepler en Newton verwacht mag worden. Omdat die rotatiesnelheid afhangt van de hoeveelheid massa in zo’n stelsel, kwam men tot de conclusie dat er veel onzichtbare massa aanwezig was: de donkere materie. Het probleem is dat niemand een idee heeft wat dit dan voor materie kan zijn: het is transparant en het geeft geen licht, in geen enkele golflengte. Het enige effect wat men kan zien is de zwaartekracht die het uitoefent.

Nova's Klik hier.

Een nova (Latijn voor nieuw, meervoud novae, nova is afkorting voor stella nova = nieuwe ster) is een ster die plotseling veel helderder wordt en daarna geleidelijk, over een periode van maanden tot vele jaren, tot zijn vroegere helderheid terugkeert. De helderheid van novae kan met tien grootteklassen toenemen, dat wil zeggen dat de lichtsterkte 10.000 maal zo groot wordt. Geschat wordt dat er per jaar in ons hele melkwegstelsel ongeveer 70 novae verschijnen. Naast deze eenmalige "klassieke novae" zijn er ook nova-sterren die minder fel, maar wel vaker oplichten. De zogeheten "klassieke novae" zijn nauwe dubbelsterren waarvan één van beide componenten een witte dwerg is. De partnerster is meestal een rode reus of een hoofdreeksster. Er stroomt continu materie (gas) van de partnerster naar de witte dwerg. Dit gas verzamelt zich in een roterende afgeplatte schijf rond de witte dwerg, de zogeheten accretieschijf. Als de witte dwerg een sterk magneetveld heeft, kan het gas (hoofdzakelijk waterstof) ook doorstromen naar het oppervlak van de witte dwergster.
Als er genoeg waterstof verzameld is, kunnen druk en temperatuur daarin zover oplopen dat een kernreactie op gang komt waarbij waterstofkernen fuseren tot helium. Dit is dezelfde reactie die in een waterstofbom plaatsvindt, er ontstaat een enorme explosieve thermonucleaire kettingreactie. Bij die explosie wordt een massa de ruimte ingeslingerd ongeveer twintig keer zo groot als de aarde.

Recurrente novae
Na de explosie als nova stroomt opnieuw gas naar de witte dwerg en kan de cyclus zich herhalen. Er zijn sterren waarvoor de cyclus zo kort duurt dat men al meerdere malen achtereen een nova-uitbarsting heeft waargenomen. Dit noemt men recurrente (terugkerende) novae. Bij de meeste recurrente novae gebeuren de explosies met een interval van enkele tientallen jaren.

Dwergnovae
Naast de klassieke novae zijn er ook dwergnovae. De witte dwergen die een dwergnova vormen, zijn ongeveer 30 keer lichtzwakker dan de witte dwergsterren waaruit een gewone nova ontstaat. Ook de uitbarstingen zijn kleiner (2 tot 6 magnituden, dat wil zeggen een toename van de helderheid met een factor 6 tot 250). Maar ze zijn wel veel frequenter: de tijd tussen uitbarstingen kan liggen tussen enkele dagen en enkele jaren.

Magnetische novae
Sommige witte dwergen die als nova uitbarsten, hebben een zeer sterk magnetisch veld (1000 tesla of meer, tien miljoen maal sterker dan op aarde). Dat sterke magneetveld stuurt dan het toestromende (geïoniseerde) gas vanaf de partnerster, zodat het landt bij een van de magnetische polen van de witte dwerg.

Supernova's Klik hier.

Als een ster een massa heeft van meer dan 8x onze zon, zal hij uiteindelijk volledig ineenstorten en eindigen in één massieve explosie: een supernova. Sommigen hiervan zijn helderder dan een heel sterrenstelsel. De druk in de kern wordt zó hoog, dat alle elektronen samensmelten met de atoomkernen tot neutronen: er ontstaat een neutronenster met een diameter van 10-15 km. De ster draait heel snel rond (tientallen keren per seconde) en zendt daarbij nauwe bundels radiostraling uit. Er zijn al ruim 1000 van dit soort pulsars gevonden. De buitenkant van de ster barst uit elkaar, waarbij allerlei zware elementen gevormd worden: alle elementen in ons heelal zwaarder dan ijzer zijn ooit in een supernova-explosie ontstaan.

Hypernova Klik hier.

Een hypernova is de zwaarst bekende explosie in het heelal, afgezien van de oerknal. Een hypernova wordt veroorzaakt door het ineenstorten van een zeer zware ster tot een zwaar zwart gat. De massa van de kern van de ineenstortende ster is meer dan 25 keer die van de zon. Dergelijke sterren worden Wolf-Rayet sterren genoemd. De kracht van de explosie is 100 keer zo groot als die van een supernova. Een hypernova binnen een straal van honderden lichtjaren van de zon zal een catastrofaal effect hebben op het leven op aarde. Sinds 2003 is bekend dat de gammaflitsen - die sinds de jaren zestig worden waargenomen door satellieten - worden veroorzaakt door hypernova's. Bij het verschijnen van supernova SN 2006gy in september 2006 bleek dat nog veel zwaardere sterren, met een massa van 140 tot 250 keer die van de zon volgens een nog ander mechanisme kunnen exploderen. Bij dergelijke explosies lijkt er geen zwart gat achter te blijven en is de hoeveelheid röntgenstraling een factor 1000 minder dan wat normaal gesproken verwacht zou worden. In de persberichten rondom deze supernova werd de ster Eta Carinae genoemd als nabije kandidaat voor een dergelijke explosie. Op een afstand van ongeveer 8000 lichtjaar zou eta Carinae echter geen gevaar voor de aarde opleveren.

Zwarte gaten Klik hier.

Als de massa van een neutronenster groter wordt dan 3x onze zon, kunnen ook de neutronen de zwaartekracht niet meer weerstaan. Dan ontstaat er een zwart gat, waarin alle massa is samengebald in een punt (singulariteit). De zwaartekracht aan het oppervlak (of de ‘horizon’ zoals dit genoemd wordt) is dan zo groot dat niets daaraan kan ontsnappen; ook het licht niet, vandaar de naam. Door de immense zwaartekracht worden alle gas- en stof-wolken in de omgeving in een soort draaikolk naar het zwarte gat gesleurd. Hierbij wordt het gas gloeiend heet, waardoor er grote hoeveelheden röntgen- en gammastraling worden uitgezonden. Vaak ontstaan er ook stralingsbundels loodrecht op de ronddraaiende stofschijf, die als een vuurtoren hun bundels het heelal in slingeren.

Ontstaan van het zonnestelsel Klik hier.

Onze zon is een ster van tenminste de tweede generatie. De gaswolk waaruit hij bijna 5 miljard jaar geleden is gevormd, bevatte naast waterstof en helium ook zware elementen tot aan uranium toe: dat zijn de overblijfselen van vroegere supernova’s. Deze wolk begon samen te trekken onder invloed van zijn eigen zwaartekracht. Toen de druk en temperatuur in het centrum van de wolk hoog genoeg waren, begon het kernfusieproces en werd de zon geboren. De rest van de gaswolk draaide om de jonge zon heen en koelde langzaam af, zodat de atomen en moleculen konden condenseren tot kleine deeltjes metaal, stof, gruis en waterijs. Rond een aantal kernen ontstonden hieruit de planeten: klein en rotsachtig dicht bij de zon, de grote gasreuzen wat verder weg. Het losse gruis dat overbleef klonterde samen tot grotere brokken, de planetoïden, vooral in een baan tussen Mars en Jupiter. Helemaal aan de buitenrand bleef een wolk van waterijs en stof over, waaruit af en toe kometen te voorschijn komen.

De planeten Klik hier.

1. Mercurius – 58 miljoen km: klein, heet en rotsachtig, lijkt met zijn vele kraters een beetje op onze maan. Zal vanaf 2011 worden onderzocht door de NASA Messenger sonde. Klik hier.
2. Venus – 108 miljoen km: net zo groot als de aarde, met een atmosfeer, maar onleefbaar door een temperatuur van 450° Celsius en een druk van 90 atm. op het oppervlak. Klik hier.
3. Aarde – 150 miljoen km: onze geliefde planeet, de enige met water aan het oppervlak, een belangrijke voorwaarde voor het ontstaan van leven. Ook de maan (eb en vloed) heeft daarbij waarschijnlijk een rol gespeeld. De diameter van de Aarde is 12.756 km. Klik hier.
4. Mars – 228 miljoen km: half zo groot als de aarde, maar droog en koud (-60°C). Wordt nu onderzocht door Mars Express van ESA en de Mars Exploration Rovers van de NASA: Spirit en Opportunity. Klik hier.
5. Jupiter – 778 miljoen km: een gasreus 11x zo groot als de aarde. Klik hier.
6. Saturnus – 1430 miljoen km : iets kleiner dan Jupiter, bekend om zijn schitterende ringenstelsel. Wordt nu onderzocht door de Cassini sonde. Klik hier.
7. Uranus – 2800 miljoen km: een kleinere gasreus, 4x zo groot als de aarde. Heeft vroeg in zijn bestaan een tik gehad: de rotatie-as staat bijna parallel aan het baanvlak, i.p.v. loodrecht erop. Klik hier.
8. Neptunus – 4500 miljoen km: een gasreus, bijna even groot als Uranus. Klik hier.
9. De ijsdwergen Klik hier.

Ontstaan van het aarde-maan stelsel Klik hier.

De maan is relatief groot t.o.v. de aarde, men noemt het soms wel de dubbelplaneet aarde-maan. Eén theorie beweert dan ook dat aarde en maan gelijktijdig gevormd zijn uit de proto-planetaire schijf rondom de jonge zon. De meest gangbare theorie op dit moment is dat de maan is ontstaan uit de aarde zelf, als gevolg van een botsing met een ander hemellichaam ter grootte van Mars. Dit zou slechts 30-50 miljoen jaar na het ontstaan van het zonnestelsel gebeurd moeten zijn. De zwaardere elementen in de aarde hadden zich toen al verzameld in de kern, waardoor bij de botsing voornamelijk de lichtere mantelgesteentes werden weggeslingerd. Deze lichte brokstukken kwamen in een baan om de aarde, en vormden zo de maan. Deze theorie wordt ondersteund door analyses van de maangesteenten die de Apollo-astronauten hebben mee teruggebracht. Bovendien bevat de maan, in tegenstelling tot de aarde, praktisch geen ijzer in zijn kern.

Kometen Klik hier.

In het verleden waren kometen onbegrepen hemelverschijnselen, tot Edmond Halley ontdekte dat drie kometen uit 1531, 1607, en 1682 ongeveer dezelfde baan hadden. Volgens hem was dit één en dezelfde komeet met een periode van 76 jaar, die in 1758 weer te zien zou zijn. Nu weet men dat een komeet bestaat uit een kern van samengepakt ijs en gruis van ongeveer 20 km diameter. De meeste kometen komen uit de Oortwolk, genoemd naar de Nederlandse astronoom Jan-Hendrik Oort, in de buitenste regionen van ons zonnestelsel, vér buiten de baan van Pluto. Als een komeet door een baanverstoring in de buurt van de zon komen, begint het ijs te verdampen en ontstaat er een lange stofstaart. Met ruimtevaartuigen zijn al verschillende kometen van zeer nabij onderzocht:

1. in maart 1986 vloog Giotto vlak langs de komeet Halley;
2. in juli 2005 kwam een speciale sonde van Deep Impact in een (geplande) botsing met de komeet Tempel-1;
3. in januari 2006 keerde een capsule van Stardust terug op aarde met stof, opgevangen uit de staart van de komeet Wild-2.

Meteoren en meteorieten Klik hier.

Meteoren zijn de lichtflitsen die ontstaan als kleine gruisdeeltjes met hoge snelheid de dampkring binnenkomen en verbranden. Een paar keer per jaar kan men genieten van een meteorenregen, als de aarde door de resten van een komeetstaart beweegt: bekend zijn o.a. de Perseïden in augustus en de Leoniden in december. Grotere brokstukken, die hun reis door de dampkring overleven en op de aarde terechtkomen, worden meteorieten genoemd. De meeste meteorieten komen uit de asteroïdengordel tussen Mars en Jupiter of uit komeetstaarten, maar kunnen ook afkomstig zijn van de Maan en zelfs van de planeet Mars! Meteorieten lijken op gewone rotsblokken maar zijn vaak aan de buitenkant zwartgeblakerd door hun reis door de dampkring. Het merendeel van de meteorieten is steenachtig (chondrieten), maar sommige zijn van bijna puur ijzer.

BIGBANG	Klik hier
OERKNAL	Klik hier
SETI	Klik hier
HEELAL	Klik hier