Explanation
De 'Hoe zat
het ook alweer' pagina
(laatste update van deze pagina op 27 juni
2003)
Mocht je vragen hebben of toevoegingen c.q.
verbeteringen kun je die uiteraard mailen naar geheniau@xs4all.nl
Deze pagina is momenteel 'in opbouw'.
1. Ons Zonnestelsel (uitgebreide
info over ons zonnestelsel op www.cyber-space.nl)
 

 







2. Buiten ons Zonnestelsel (www.urania.be)
Alles wat we kunnen waarnemen, alles wat er is, maakt deel
uit van het heelal.
Uiteraard is het bestuderen van het heelal als één
geheel niet eenvoudig: het heelal is ontzaglijk groot, waarnemingen
en metingen zijn delicaat, en op de schaal van het heelal
spelen natuurwetten die we in het dagelijkse leven niet tegenkomen.
De studie van het heelal is daarom een afzonderlijke tak binnen
de sterrenkunde: de kosmologie.
Aanvankelijk dacht men dat het heelal statisch was: het zou
er altijd geweest zijn, zou er altijd zijn, en zou er altijd
ongeveer hetzelfde blijven uitzien. Gaandeweg is men echter
tot de vaststelling gekomen dat het heelal in evolutie is,
en wel degelijk een begin gekend heeft.
We zullen dus beginnen bij het begin: het ontstaan van het
heelal. Rond een fascinerend onderwerp als dit zijn er natuurlijk
veel theorieën en theorietjes, maar het is de goede oude
Big Bang-theorie die ons vooralsnog het best op weg helpt
om het heelal te begrijpen zoals het nu is. Op basis van de
relativiteitstheorie van Einstein en elementen uit de elementaire
deeltjesfysica kan men verrassend gedetailleerd achterhalen
wat er kort na het ontstaan van het heelal gebeurde.
De Big Bang-theorie wordt gesteund door een reeks waarnemingen,
waardoor de theorie aan geloofwaardigheid wint. Anderzijds
zijn metingen nodig om het Big Bang-model te ijken.
We zagen dat sterren ontstaan uit samentrekkende gaswolken.
De meeste interstellaire gaswolken zijn echter zo uitgestrekt
dat er makkelijk tientallen uit gevormd kunnen worden. Vaak
zullen twee of meer condensatiekernen astronomisch gesproken
zo dicht bij elkaar liggen dat de eruit resulterende sterren
rond elkaar gaan draaien; we spreken dan respectievelijk van
een dubbelster of een meervoudige ster. Tegenwoordig neemt
men aan dat de overgrote meerderheid van de sterren dubbel
of meervoudig is. Enkelvoudige sterren zoals de Zon zijn dus
eerder de uitzondering dan de regel.
Aan de hemel vinden we inderdaad talrijke sterrenparen. Vele
daarvan kunnen we slechts met een telescoop als dusdanig herkennen;
met het blote oog zien we dan ofwel helemaal niets ofwel slechts
een ster. Sommige van deze sterrenparen zijn echter slechts
schijnbare dubbelsterren. Dit wil zeggen dat die sterren vanop
Aarde gezien toevallig in dezelfde richting staan, maar op
erg verschillende afstanden van ons. Het merendeel van die
sterrenparen zijn echter fysische (echte) dubbelsterren, waarvan
beide componenten rond hun gemeenschappelijk massamiddelpunt
draaien.
Dubbelsterren waarvan beide componenten van elkaar kunnen
worden gescheiden met het blote oog of met behulp van een
verrekijker of een telescoop, noemt men visuele dubbelsterren.
Is de hoekafstand tussen de individuele sterren echter te
klein, dan kunnen we ze niet meer van elkaar onderscheiden
met behulp van een telescoop. Dit is het geval als de componenten
dicht bij elkaar staan of als de dubbelster erg ver van ons
verwijderd is. Met een spectroscoop (een toestel met een prisma
of een rooster waarmee men een spectrum kan maken) kan men
nochtans vele dergelijke dubbelsterren "ontmaskeren".
Zulke dubbelsterren noemt men spectroscopische dubbelsterren.
Tenslotte zijn er ook nog dubbelsterren die men kan vinden
aan de hand van helderheidsvariaties. Dit is het geval wanneer
een van beide sterren de andere bedekt, zodat we nu eens het
licht van een en dan weer van beide sterren ontvangen. Deze
sterren worden bedekkingsveranderlijken of eclipsveranderlijken
genoemd. De bekendste bedekkingsveranderlijke is Algol of
beta Persei, waarvan de helderheidsvariaties reeds sinds mensenheugenis
wordt waargenomen. Algol heeft doorgaans magnitude 2,1, maar
elke 69 uur daalt haar helderheid tot magnitude 3,3.
Bij al deze beschouwingen mag je niet vergeten dat sterren
niet alleen dubbel kunnen zijn, maar ook nog meer componenten
kunnen hebben. Zo is Castor in de Tweelingen (alfa Geminorum)
zelfs zesvoudig!
We zagen reeds bedekkingsveranderlijken: hierbij ging het
om een visueel niet te scheiden dubbelster waarvan de lichtwisseling
het gevolg is van onderlinge bedekkingen van de rond elkaar
draaiende componenten.
Er bestaan echter ook veranderlijke sterren waarbij de lichtwisseling
het gevolg is van innerlijke activiteit. In dat geval spreken
we van intrinsieke veranderlijken. Bij deze "echte"
veranderlijken onderscheiden we ruwweg drie grote klassen:
Cepheïden, RR-Lyrae-sterren en Mira-sterren. Deze veranderlijken
vertonen helderheidsschommelingen gaande van enkele tienden
van een magnitude tot verscheidene magnituden. Ze vertonen
een min of meer regelmatige periode gaande van enkele uren
tot enkele jaren.
Intrinsieke veranderlijken zijn sterren die, op het einde
van hun leven, in een instabiele fase terechtgekomen zijn
(zie de paragraaf over de levensloop van sterren). Naast min
of meer regelmatige helderheidsvariaties vertonen sommige
sterren in deze slotperiode van hun leven ook erg onregelmatige
explosies, waarbij een flard van de buitenlaag de ruimte wordt
ingestoten. Zulke sterren vertonen dan gedurende korte tijd
een verheldering om nadien terug "gewoon" te worden.
Een dergelijke ster noemt men een nova.
In tegenstelling tot een open sterrenhoop met zijn onregelmatige
structuur zien we een bolhoop of bolvormige sterrenhoop door
een kijker als een vrij regelmatige, bolvormige opeenhoping
van sterren. Naar het midden toe liggen de sterren zo dicht
bij elkaar, dat ze niet meer afzonderlijk te onderscheiden
zijn. Van dergelijke bolhopen werden er reeds een 120-tal
waargenomen. De bekendste daarvan is ongetwijfeld M13 in Hercules,
die met het blote oog nog net te zien is als een wazig vlekje.
Bolhopen zijn van een heel andere aard dan open sterrenhopen.
Ze bestaan overwegend uit zeer oude sterren. Bovendien liggen
ze niet in het vlak van het melkwegstelsel, maar vormen ze
daarrond een grote halo met een diameter van ook circa 100.000
lichtjaar.
Rond ons melkwegstelsel werden ook nog enkele sterren en bolhopen
gevonden op beduidend meer dan 50.000 lichtjaar van het centrum.
Dit feit en theoretische beschouwingen doen vermoeden dat
de halo zich in werkelijkheid uitstrekt over nog veel grotere
afstanden, mogelijk tot op 250.000 lichtjaar van de kern.
De buitenste delen hiervan zouden hoofdzakelijk bestaan uit
donkere materie. Deze halo van bolhopen en donkere materie
is waarschijnlijk een restant van het ontstaan van ons melkwegstelsel
en kan in die zin best vergeleken worden met de Oort-wolk
rond ons zonnestelsel.
Grotere galaxieën zijn vaak vergezeld van kleinere begeleiders.
Ons melkwegstelsel heeft zo twee begeleiders: de Grote en
de Kleine Magelhaanse Wolk. De eerste is vermoedelijk van
het type SBc, terwijl de tweede een onregelmatig stelsel is.
Ook de Andromedanevel (type Sb), het bekendste extragalactisch
stelsel, heeft enkele begeleiders.
Samen met de Andromedanevel (M31), de Driehoeknevel (M33)
en enkele kleinere stelsels, vormt ons melkwegstelsel de "Lokale
Groep". Dit is een verzameling sterrenstelsels, die door
onderlinge aantrekking bij elkaar blijven. Zo'n groep wordt
een cluster genoemd. De Lokale Groep is een vrij kleine cluster
met een dertigtal leden.
Er zijn reeds tienduizenden clusters in kaart gebracht, die
elk enkele tientallen tot verscheidene honderden galaxieën
bevatten. De dichtstbijzijnde clusters zijn de Virgo-cluster
op ongeveer 50 miljoen lichtjaar en de Coma- cluster op ongeveer
100 miljoen lichtjaar. Ze tellen 2500 respectievelijk 1000
leden.
Ook clusters vertonen een tendens tot groepering. Groepen
van clusters noemt men superclusters. Zij hebben diameters
van typisch 250 miljoen lichtjaar en bevatten elk tot een
tiental clusters, waartussen ook nog individuele sterrenstelsels
kunnen liggen. Onze Lokale Groep behoort samen met de Virgo-
en de Coma-cluster tot de zogenaamde "Lokale Supercluster''.
Wanneer we de ruimte bekijken op een schaal die nog groter
is dan die van de superclusters, zeg in de orde van een miljard
lichtjaar, vinden we geen nog omvangrijkere groeperingen.
Op die schaal is de materie in de ruimte uniform verspreid.
Er dringen zich dan onvermijdelijk vragen op over het uitzicht
en de evolutie van ons heelal als geheel. Dit is het studieterrein
van de kosmologie.
De ontwikkeling van de telescoop stelt ons in staat het heelal
steeds verder te doorgronden. We hebben niet alleen in ons
eigen melkwegstelsel nevels gevonden, maar ook daarbuiten
andere melkwegstelsels of galaxieën ontdekt: extragalactische
stelsels.
De astronoom Hubble heeft die stelsels in klassen ingedeeld,
naar vorm en structuur. De twee hoofdklassen zijn de elliptische
stelsels (E) en de spiraalstelsels (S). Bij de elliptische
stelsels neemt de helderheid van het midden naar buiten toe
gelijkmatig af. Om de afplatting van het stelsel aan te duiden
wordt een cijfer van 0 tot 7 gebruikt: een E0-stelsel is bolvormig,
terwijl een E7-stelsel sterk afgeplat is.
De spiraalstelsels worden onderverdeeld in gewone spiralen
(S) en balkspiralen (SB). Op basis van de uitgestrektheid
van de spiraalarmen in verhouding tot de kern worden in elk
van deze twee klassen nog eens drie subtypes onderscheiden,
aangeduid met de letters a (het meest "opgewonden"),
b en c (het meest open).
Naast elliptische stelsels, gewone spiralen en balkspiralen
treft men ook lensvormige (S0) en onregelmatige (Irr) stelsels
aan. Lensvormige stelsels hebben wel een centrale verdikking,
maar in de schijf errond kan men geen spiraalarmen onderscheiden.
In onregelmatige stelsels is doorgaans weinig structuur te
vinden. Ze zijn in het algemeen veel kleiner dan regelmatige
stelsels.
Wellicht vraag je je nu af tot welk type ons eigen melkwegstelsel
behoort. Helaas kunnen we je hierover geen uitsluitsel geven.
Dit komt misschien vreemd over, maar je mag niet vergeten
dat we zelf deel uitmaken van onze galaxie en haar dus niet
vanop grote afstand kunnen bekijken. Het probleem dat zich
hier stelt kan je best vergelijken met het bepalen van de
structuur van een uitgestrekt bos waar je zelf middenin zit!
Wat vaststaat is dat onze galaxie een spiraalstelsel is. Lange
tijd werd Sb als meest waarschijnlijk type naar voren geschoven,
maar recente gegevens doen sterk vermoeden dat ons melkwegstelsel
eerder een balkspiraal van het type SBb is.
Het melkwegstelsel heeft ongeveer een diameter van 100.000
lichtjaar. De spiraalarmen zijn zo'n 3000 lichtjaar dik, terwijl
de maximale dikte van de kern ongeveer 15.000 lichtjaar bedraagt.
De sterren zijn niet gelijkmatig verspreid in het melkwegstelsel,
naar het centrum toe vergroot hun aantal. Ook rond het centrale
vlak treft men er meer aan dan verder naar buiten. Ons zonnestelsel
bevindt zich in een van de spiraalarmen, op ruwweg 30.000
lichtjaar van het centrum van het melkwegstelsel, een vijftigtal
lichtjaar boven het centrale vlak. Afgezien van variaties
die te maken hebben met de afstand tot het centrum, komen
er in het melkwegstelsel ook plaatselijke concentraties voor
van gas en stof en sterren: nevels en sterrenhopen.
Donkere nevels
Aan de hemel zijn gebieden waarin minder sterren zichtbaar
zijn dan er rond. Op die plaatsen hangen gas- en stofwolken
in de ruimte, die het sterlicht verzwakken met 0,5 tot 4 magnitudes.
Soms tekenen ze zich scherp af tegen lichtende nevels, waardoor
ze duidelijk zichtbaar worden. Een van de mooiste donkere
nevels is de Paardekopnevel in Orion, die haar naam dankt
aan haar vorm.

Diffuse nevels
Zoals in het vorige hoofdstuk uiteengezet, kunnen er in een
gas- en stofwolk door samentrekking concentraties ontstaan
waaruit sterren geboren worden. Als die sterren heet genoeg
zijn, kan hun ultraviolette straling het gas van de nevel
er rond tot lichten brengen. Dit verschijnsel, dat ook plaatsvindt
in buislampen, maar daar veroorzaakt wordt door een elektrische
stroom, heet fluorescentie. De diffuse nevels waarin het gas
door fluorescentie zelf licht uitzendt, noemen we emissienevels.
Net zoals de kleur van het licht van een buislamp bepaald
wordt door het gas waarmee die gevuld is, hangt ook de kleur
van een emissienevel af van zijn samenstelling. Doorgaans
zijn rood en groen de overheersende kleuren, veroorzaakt door
respectievelijk waterstof en zuurstof. De Orionnevel is ongetwijfeld
het bekendste voorbeeld van een een emissienevel.

Een diffuse nevel kan echter ook zichtbaar worden doordat
minder hete sterren haar gewoon verlichten. De nevel wordt
dan zichtbaar omdat het gas en stof het sterlicht verstrooien.
Dergelijke nevels noemen we reflectienevels. Reflectienevels
zijn doorgaans blauw, omdat blauw licht het gemakkelijkst
verstrooid wordt. (Om die reden ook is trouwens de hemel blauw
overdag.) De eerst ontdekte en tevens meest bekende reflectienevels
zijn de restjes waterstofwolk rondom de heldere, jonge sterren
van het Zevengesternte of de Pleiaden, een open sterrenhoop
in de Stier.
Open sterrenhopen
Sterren die uit dezelfde grote gaswolk ontstaan zijn, bevinden
zich aanvankelijk in elkaars buurt. Aldus krijgen we een sterrenhoop.
Wegens de onregelmatige verdeling van de sterren in zo'n hoop,
spreken we van een open sterrenhoop. Tot nu toe zijn er ongeveer
900 open sterrenhopen bekend, die elk 100 tot 1000 overwegend
jonge sterren tellen.

Het Zevengesternte is voor ons de gemakkelijkst met het blote
oog waarneembare sterrenhoop. Het is een vrij jonge groep
van ongeveer 400 sterren waarvan, zoals de naam het reeds
suggereert, enkel de allerhelderste zonder hulpmiddelen geobserveerd
kunnen worden.
Planetaire nevels
Planetaire nevels danken hun naam aan hun uiterlijk. Door
een telescoop vertonen ze zich als kleine schijfjes. Daar
houdt elk verband met planeten dan ook op.

Een planetaire nevel is een bolvormige gasmassa, waarin zich,
in het centrum, het afkoelend restant van een eerder lichte
ster bevindt. De nevel is ontstaan uit de gasschillen die
de ster van zich heeft afgestoten op het einde van haar leven.
Tot nu toe zijn er ongeveer 1500 planetaire nevels gekend.
De Ringnevel in de Lier is wel veruit de bekendste.
Supernova-resten
Bij een supernova-explosie worden nog grote gasmassa's met
een enorme snelheid de ruimte in geslingerd. Zowel planetaire
nevels als supernova-resten zijn zichtbaar door fluorescentie.

De Krabnevel in de Stier is zo'n supernovarestant. Hij zet
uit met een snelheid van wel 1000 km/s. Daaruit kan men berekenen
dat de explosie heeft plaatsgevonden in de 11de eeuw. Dit
is in overeenstemming met oude Chinese handschriften die inderdaad
gewag maken van een "nieuwe ster" in de Stier die
in 1054 verscheen en zo helder werd dat ze zelfs overdag zichtbaar
was.
3. Afstanden
Eindig of oneindig groot?
De Big Bang-theorie is sterk gebaseerd op de algemene relativiteitstheorie
van Einstein, die het verband beschrijft tussen ruimte, tijd
en zwaartekracht.
Waarnemingen tonen aan dat de massa in het heelal erg homogeen
verdeeld is. Dit maakt het mogelijk om betrekkelijk eenvoudig
het heelal te beschrijven met de formules uit de algemene
relativiteitstheorie: globaal gezien is overal het effect
van de zwaartekracht gelijk! Deze veronderstelling van uniformiteit
van het heelal (homogeen en isotroop) is dan ook erg belangrijk
voor de kosmologen, en wordt het "kosmologisch principe"
genoemd.
De algemene relativiteitstheorie zegt dat, als er geen massa
aanwezig is, de ruimte vlak is. Eenvoudig gezegd betekent
dit dat "rechtdoor" inderdaad gewoon "rechtdoor"
is. Het effect van massa (de zwaartekracht) is de ruimte om
zich heen te "krommen". Rechtdoor is dan niet meer
rechtdoor. In de 3-dimensionale wereld die we kennen kunnen
wij ons dit moeilijk voorstellen, maar gelukkig kunnen we
ons beroepen op een 2-dimensionaal voorbeeld om hier meer
gevoel voor te krijgen (zie kaderstuk).
Leven in een gekromde wereld
Neem een geruit laken en span het op. Het is nu mooi vlak.
Stel dat je een wezen bent dat in dit laken beweegt, en zich
enkel bewust is van het laken zelf, en dus niet van de ruimte
errond. De "ruimte" van dat wezen is dus 2-dimensionaal,
in tegenstelling tot onze 3-dimensionale wereld. De twee hoofdrichtingen
waarin het wezen zich kan bewegen, zijn de richtingen van
de ruitjes op het laken. Als het wezen volgens deze lijnen
beweegt, gaat het volgens zijn eigen waarneming "rechtdoor".
Stel nu dat we het laken vervormen, door er een gewicht op
te leggen. Het laken is nu gekromd. Het wezen, dat volgens
de ruitjes loopt, en volgens zijn eigen waarneming in de 2-dimensionale
wereld dus rechtdoor, zal in de 3-dimensionale wereld een
gekromd pad volgen.
Zo ook volgen wij in onze 3-dimensionale wereld, als we rechtdoor
gaan in de nabijheid van massa, eigenlijk een gekromd pad
in de 4-dimensionale tijd-ruimte wereld.
De kromming van het heelal
Aangezien de massa in het heelal, volgens het kosmologisch
principe, globaal bekeken gelijkmatig verdeeld is, betekent
dat ook dat het heelal overal even gekromd is, en dat we dus
de "kromming van het heelal" voor het ganse heelal
ineens kunnen gaan onderzoeken.
Naargelang de massa-dichtheid in het heelal, zijn er drie
mogelijke situaties: de kromming van de ruimte kan positief
zijn, negatief, of nul. Ook hier is het zich voorstellen in
een 3-dimensionale ruimte moeilijk, maar kunnen we daarvoor
teruggrijpen naar het 2-dimensionale analogon.
Als er geen kromming is, is de ruimte vlak, zoals wij hem
ons spontaan voorstellen. In elke richting kan je dan oneindig
ver doorlopen. Het volume van het heelal is dan oneindig.
Deze situatie kan echter enkel als het heelal "toevallig"
nét een welbepaalde massadichtheid heeft, die we de
"kritische massadichtheid" noemen. Men weet dat
de kritische dichtheid erg laag is, zowat het gewicht van
6 waterstofatomen per kubieke meter.
Bij positieve kromming zien we dat de ruimte een eindig volume
heeft (de bol uit ons analogon heeft een eindige oppervlakte),
en dat je, als je maar lang genoeg rechtdoor gaat, terug op
dezelfde plek uitkomt. Dit kan enkel als de dichtheid van
het heelal groter is dan de kritische massadichtheid.
Bij negatieve kromming is het volume van het heelal terug
oneindig. De massadichtheid moet dan lager zijn dan de kritische
massadichtheid. In twee dimensies heeft een oppervlak met
negatieve kromming een zadelvorm.
Evolutie in de tijd
Een andere vraag is hoe het heelal nu verder zal evolueren.
De uitdijing van het heelal wordt tegengewerkt door de zwaartekracht,
die juist probeert alle hemellichamen bij elkaar te houden.
Al naargelang de hoeveelheid materie aanwezig in het heelal
doen zich de drie zelfde gevallen als hierboven voor.
Een eerste mogelijkheid, als we te maken hebben met een heelal
met positieve kromming, is dat ooit de uitzetting van het
heelal door de zwaartekracht tot stilstand zal komen en overgaan
in een ineenkrimping, tot er een omgekeerde Big Bang komt,
een big crunch. In dat geval spreekt men van een gesloten
heelal.
Als de kromming negatief is, zitten we in een open heelal.
De uitdijing wordt door de zwaartekracht wel vertraagd, maar
zal nooit stoppen.
Een "vlak" heelal, is het grensgeval tussen de twee
vorige. Het heelal blijft uitdijen, maar de expansiesnelheid
wordt op den duur willekeurig klein.
Mogelijk is daarmee nog niet alles gezegd. In 1999 onderzochten
astronomen hoeveel de constante van Hubble bedraagt in verafgelegen
melkwegstelsels, om zo te weten te komen hoe de uitdijingssnelheid
van het heelal afneemt met de tijd. Deze metingen hebben echter
aangetoond dat de uitdijingssnelheid niet afneemt, maar toeneemt!
Erg recent (2002) werd dit via een andere meettechniek bevestigd.
Indien dit het geval is, moeten we terugvallen op de rode
curve, dat van een heelal met een toenemende expansiesnelheid.
Deze keuze laat verder nog toe dat het heelal vlak, positief
of negatief gekromd is.
Is het heelal nu open of gesloten? Eindig of oneindig?
Uit bovenstaande blijkt dat we dus de massa-dichtheid van
het heelal moeten achterhalen, en dit vergelijken met de kritische
dichtheid, die om en bij de 5∞10-27 kg/m3 bedraagt.
Als we in het heelal rondkijken en het gewicht schatten van
al wat we zien, komen we nog maar op ca. 1% uit van de kritische
massa. Moeten we hieruit besluiten dat de dichtheid van het
heelal onder de kritische massadichtheid ligt, en dat we daarom
in een open en negatief gekromd universum leven? Nog niet.
Donkere materie
Kosmologen vermoeden dat er in het heelal een grote hoeveelheid
"donkere materie" is. Deze materie wordt donker
genoemd, omdat men ze via elektromagnetische golven (licht,
radiostraling, ...) niet kan waarnemen. De gravitationele
effecten van deze materie zijn echter wel waarneembaar.
Zo merkt men dat melkwegstelsels niet draaien zoals zij zouden
moeten draaien indien ze enkel de zichtbare massa zouden bevatten.
Ook ten opzichte van mekaar bewegen melkwegstelsels niet als
verwacht. Als men veronderstelt dat sterrenstelsels omgeven
worden door een halo van donkere materie, kan men deze bewegingen
wel verklaren.
Men heeft verschillende aanwijzingen dat de donkere materie
niet uit gewone atomen of atoomkernen bestaat. Waaruit ze
dan wel bestaat, is nog een raadsel. Het zouden een andere
soort elementaire deeltjes kunnen zijn (neutrino's, nog niet
ontdekte deeltjes, ...), of bijzondere objecten (zware gaten,
MACHO's, ...).
Naast donkere materie is er nu soms ook sprake van donkere
energie. Deze energie zou aan de basis liggen van de versnelde
uitzetting van het heelal die men de laatste jaren denkt te
kunnen afleiden uit waarnemingen.
Er zijn aanwijzingen dat er in ons heelal een grote hoeveelheid
donkere materie aanwezig is. Dit zou op zijn minst 10% van
de kritische massa kunnen leveren.
Misschien is het ook niet nodig om de volledige kritische
massa te verzamelen. De recente waarnemingen, die erop zouden
wijzen dat we in een heelal met versnellende uitdijing leven,
suggereren het bestaan van een "kosmologische constante",
die een deel van de vereiste massa zou compenseren... Men
spreekt in dit verband soms ook over "donkere energie".
Deze donkere energie zou de gravitatiekrachten, die de uitzetting
proberen af te remmen, tegenwerken.
Conclusie
Kosmologen willen geloven dat het heelal vlak is, en zijn
dus naarstig op zoek naar de ontbrekende massa of verklaringen
om dit experimenteel te staven.
Momenteel zijn we alleszins nog niet in staat een ondubbelzinnige
uitspraak te doen over de aard van ons heelal. De vragen rond
de kromming en de toekomst van het heelal blijven dus voorlopig
nog open.
Of het heelal eindig of oneindig is, wij kunnen er alleszins
maar een beperkt deel van zien en ervaren: het waarneembare
heelal beperkt zich toch een sfeer van 10 à 15 miljard
jaar rond ons melkwegstelsel. Wat zich daarbuiten afspeelt
kan men niet meten, maar het kosmologisch principe doet ons
vermoeden dat het daar net is zoals hier.
4. Hoe kan ik al deze objecten nou
zien (from www.sterrenkunde.com)?
Spiegels en Lenzen
Een telescoop moet twee dingen doen: het beeld vergroten maar
nog belangrijker veel licht opvangen. Want hoe meer licht
de kijker opvangt des te zwakkere sterren of planeten kunnen
wij zien. Dat opvangen van licht gebeurt met het objectief
van een telescoop. Dat kan een bolle lens zijn of een holle
spiegel. Beide hebben dezelfde optische werking; vergelijk
maar eens een (bol) vergrootglas met een (holle) scheerspiegel.
Het objectief bundelt het opgevangen licht en vormt in het
brandvlak een klein beeld van het object (de ster of planeet)
dat we waarnemen. Bij een fototoestel zit in het brandvlak
het filmpje om het beeld vast te leggen maar bij een telescoop
gebruiken we een extra 'vergrootglas' (oculair) om dit kleine
beeld sterk vergroot te kunnen waarnemen met het blote oog.
Vergroten
Door verschillende oculairen te gebruiken, kunnen we de vergroting
van een telescoop veranderen. Hoe kleiner de brandpuntsafstand
van het oculair, des te sterker de vergroting. De vergroting
kunnen we eenvoudig uitrekenen door de brandpuntsafstand van
het objectief (b.v. 1000mm) te delen dor die van het gekozen
oculair (b.v. 25mm). In dit voorbeeld is de vergroting dan
1000 / 25 = 40 x.
Nogmaals de vergroting is niet de belangrijkste factor maar
wel het lichtverzamelend vermogen.
Bewijs --> Het licht van nevelachtige objecten wordt bij
sterke vergroting zo uitgesmeerd, dat we het niet eens meer
kunnen zien! Maar bij lichtsterke objecten zoals bijvoorbeeld
onze maan mag u best flink vergroten om de details te kunnen
zien. Elke telescoop heeft zijn maximale vergroting,
meer vergroten heeft dan geen zin, het beeld wordt dan steeds
waziger. Als vuist regel geldt dat de maximale vergroting
gelijk is aan twee maal de diameter van het objectief. Met
een lenzentelescoop die een objectief heeft van 102mm kun
je dus 2 x 102mm = 204 x maximaal vergroten. De scherpte van
het beeld wordt ook weer bepaald door de diameter van het
objectief (hoe groter, hoe scherper).
Wat is beter?
Bij een spiegeltelescoop worden alle lichtstralen, ongeacht
hun kleur, op dezelfde manier gereflecteerd. Een spiegelkijker
heeft dan ook geen kleurfouten (ideaal bij astro-fotografie).
Bovendien is een spiegel goedkoper te maken dan een evengroot
lensobjectief; voor een spiegel hoeft maar 1 oppervlak geslepen
te worden en voor een lensobjectief (lenzentelescoop) tenminste
4. Toch is een spiegelkijker niet per se beter dan een lenzenkijker.
Om het beeld van een spiegelkijker te kunnen waarnemen, is
een hulpspiegel nodig die het beeld buiten de kijkerbuis brengt.
Deze extra spiegel zit dus eigenlijk in de lichtweg en houdt
wat licht tegen. Bovendien kunnen hierdoor de scherpte en
contrast van het beeld nadelig worden beinvloed. In de praktijk
blijkt dat waarnemers kiezen voor de kijker die het
best past bij wat ze willen zien.Lenzenkijkers geven een hoog
contrast en zijn gelieft bij planeet waarnemers. Spiegelkijkers
van dezelfde prijs hebben een grotere diameter waardoor ze
meer licht opvangen en dat maakt ze dan weer geschikter om
meer lichtzwakkere objecten mee te zien (bv: nevels) Maar
natuurlijk leent de spiegelkijker zich ook uitstekend voor
het observeren van planeten. Ook een andere overweging kan
een rol spelen. een lenzenkijker heeft een afgesloten buis
waardoor er geen stof in de buis kan komen. Veel spiegelkijkers
, zoals de Newton telescoop, hebben een open buis waar vuil
en stof in kan komen.
|