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.