18-12-12

Verslag van de bijeenkomst van 23 november 2012

 

Open agenda

De vraag van Jan; “hoe goed is een First Scope van Celestron?” werd uitvoerig besproken. We kregen een kijkertje te zien, een Newtonkijker, opening 76 mm – brandpunt 300mm f /3.95. Het kijkertje is standaard gemonteerd op een mini-Dobson montering. Evaluatie van de data bracht aan het licht dat de First Scope, voor een zeer interessante vraagprijs, een prima start-kijkertje is. Veel beter dan de speelgoed-refractors die je in elke speelgoedwinkel kan kopen. Deze laatsten zijn meer een bedreiging voor de hobby, dan een aanwinst. Beginnende amateurastronomen starten best met een degelijk kijkertje. De First Scope van Celestron is er één van!

Op de vraag van Paul “Hoe werkt een gravitatielens en hoe zit dat met die achtergrondstraling?” hebben we heel dankbaar gebruik gemaakt van enkele (gevulde) Palmglazen. We hebben aan Paul verteld dat je door gebruik te maken van massa objecten zichtbaar kan krijgen. Zelfs lichtzwakke objecten die “verstopt” zitten achter andere objecten kunnen dan zichtbaar worden door het lichtversterkende vermogen van een gravitatielens. Begrijpelijk is dat we natuur wel redelijk wat massa nodig hebben. De beste leveranciers zijn de jonge quasars. Het gedeelte “achtergrondstraling” werd ook even toegelicht.

Job vroeg zich af hoe het mogelijk is dat er water op aarde is na het grote bombardement? Water van kometen? Jan wist dat als een komeet inslaat er een immense hitte vrijkomt en dat er weinig water kan overblijven door dit gebeuren. Ons water van kometen? Weinig kans! We bespraken het item verder en besloten dat ons water grotendeels afkomstig is van de ontgassing van de gesteenten.  Het is er dus altijd geweest!

Jo was graag geïnformeerd over het verschil tussen hoge f-waarde bij lenzenkijkers, lage f-waarde bij deepsky-kijkers en waarom mag de ene een minderwaardiger oculair hebben en moet de ander een kwalitatief beter oculair gebruiken? Het antwoord op deze vragen kwam in één ruk: lichtsterkte (een lage f-waarde)  krijg je door grote opening en kort brandpunt. Voorbeelden van deze categorie zijn de newtons en de RC’s,  Resolutie door gebruik te maken van lenzen en een langer brandpunt (lenzenkijkers). Dit resulteert in een hoge f-waarde. Een kijker met een hoge f-waarde is een ideaal instrument om planeetdetails te bekijken, maar kan niet dienen om lichtzwakke objecten te vinden. Waarom het lichtsterke systeem dan weer betere oculairs moet hebben werd ook nog verduidelijkt.

22.30u, ons rondje “open agenda” zat er op en de moderator gaf het woord aan Lambert voor zijn uiteenzetting:

Van smalband tot breedband; waarnemingstechnieken.

Sterrenkunde is zo oud als de mensheid. Tienduizenden jaren geleden moeten onze verre voorouders zich al verwonderd hebben over de schitterende aanblik van de nachtelijke hemel, de vormveranderingen van de maan en de onwrikbare regelmaat van dag en nacht en zomer en winter. Het was een wonderlijke wereld daarboven. Er heerste orde en regelmaat: de zon liet nooit verstek gaan, en na elke Volle Maan kwam er vanzelf weer een Nieuwe Maan. Er leek sprake te zijn van een ondoorgrondelijke bestendigheid: de sterrenbeelden vertoonden jaar in jaar uit dezelfde gedaanten, en nooit leek er ook maar één zwak sterretje bij te komen of te verdwijnen. De kosmos (‘kosmos’ is het Griekse woord voor ‘orde’) was een plaats van onvergankelijke, goddelijke volmaaktheid. Geen wonder dat de bekendste hemellichamen (zon, maan en planeten) in vrijwel alle culturen goddelijke krachten kregen toegedicht.

 Aan de hand van beeldmateriaal hebben we het sterrenkundige traject doorheen de geschiedenis , heel summier, overlopen en we constateerden dat de verwondering er in de afgelopen millennia niet minder op geworden is. Integendeel. De wereld van de kosmos lijkt met elke nieuwe ontdekking nog wonderlijker te worden. Ruimtetelescopen, radioschotels en planeetverkenners bieden de hedendaagse sterrenkundigen beelden van het heelal die twintig of dertig jaar geleden ondenkbaar waren. Exploderende sterren, botsende sterrenstelsels, ijsfonteinen op een Saturnusmaantje en energierijke uitbarstingen op de zon - het zijn allemaal verschijnselen die met het blote oog niet zichtbaar zijn. Geen wonder dat onze voorouders het idee hadden dat de kosmos een plaats van rust en regelmaat was!

Wie de sterrenhemel zonder optische hulpmiddelen bekijkt, kan zich maar moeilijk aan het idee onttrekken dat de aarde het onbeweeglijke middelpunt van het heelal vormt. Alle hemellichamen - zon, maan, planeten en sterren - lijken zich op een kolossale koepel te bevinden die zich over de aarde heen welft. En aan de horizon lijken die twee werelden elkaar te raken. De hemelkoepel bestaat niet echt. Het is een illusie, want in werkelijkheid staan de hemellichamen op uiteenlopende afstanden. Maar het koepelidee vormt wel een handig hulpmiddel voor de oriëntatie aan de sterrenhemel. Zo handig dat de kunstmatige sterrenhemel van een planetarium ook altijd op een koepelvormig dak wordt geprojecteerd.

Op een kraakheldere nacht zijn er met het blote oog ongeveer vierduizend sterren te zien. De meeste daarvan zijn heel zwak; sommige zijn echter zo helder dat ze zelfs vanuit het centrum van de grote stad goed zichtbaar zijn. Wie goed kijkt, ziet dat sterren niet allemaal dezelfde kleur hebben, en ontdekt ook veranderlijke sterren en dubbelsterren. De helderheid van een ster is natuurlijk een schijnbare helderheid. Een klein, zwak sterretje dat dicht bij de zon staat, kan er even helder uitzien als een kolossale reuzenster op een afstand van duizend lichtjaar. Om de ware helderheid (de lichtkracht) van een ster te weten te komen, moet de afstand dus bekend zijn.

Halverwege de negentiende eeuw werd voor het eerst de afstand tot een ster gemeten. Sterrenkundigen voerden twee extreem nauwkeurige positiemetingen van de ster uit, met een tussenpoos van een half jaar. In die zes maanden heeft de aarde zich naar de andere kant van zijn baan verplaatst, over een afstand van 300 miljoen kilometer. Je ziet de ster dan dus in een iets andere richting. Inmiddels is van vele tienduizenden sterren nauwkeurig de afstand bekend. De dichtstbijzijnde ster, Alfa Centauri staat op ruwweg veertig biljoen kilometer afstand van aarde en zon. Zelfs een lichtstraal, die een snelheid heeft van 300.000 kilometer per seconde, doet over die afstand meer dan vier jaar. Sterrenkundigen zeggen dan ook dat Alfa Centauri op 4,3 lichtjaar afstand staat. Een lichtjaar is dus geen tijdsaanduiding, maar een afstandsmaat.

De meeste sterren die wij ’s nachts aan de hemel zien staan, bevinden zich op afstanden van enkele tientallen of enkele honderden lichtjaren. Op kleinere afstanden zijn er gewoon niet zo veel; op grotere afstanden moet een ster wel heel helder zijn wil hij nog met het blote oog te zien zijn. De opvallende gordelsterren in het sterrenbeeld Orion staan op circa 1000 lichtjaar afstand, maar dat zijn dan ook enorm heldere reuzensterren.

De werkelijke lichtkracht van een ster is dus pas bekend wanneer ook de afstand bekend is. Maar de temperatuur van een ster kan gemakkelijk bepaald worden door naar de kleur van het uitgestraalde licht te kijken; daar hoef je de afstand niet voor te weten. Ruwweg kun je zeggen dat oranje en rode sterren koel zijn - hun oppervlaktetemperatuur bedraagt drie- à vierduizend graden. Gele en geelwitte sterren zoals de zon zijn heter: circa zes- à achtduizend graden. Witte en blauwwitte sterren zijn het heetst: hun oppervlaktetemperatuur ligt tussen de tien- en vijftienduizend graden. Voor een nauwkeurige temperatuurbepaling moet de samenstelling van het sterlicht gedetailleerd onderzocht worden, maar ook zonder speciale apparatuur kun je dus al zien of een ster heel heet of juist betrekkelijk koel is.

Op een heldere, maanloze nacht is er aan de hemel een wazige band van licht te zien - de Melkweg. De Melkweg ligt als een brede, nevelige gordel rondom de aarde, en omspant de gehele hemelbol. Galileo Galilei, die als eerste een telescoop op de sterrenhemel richtte, ontdekte dat de Melkweg eigenlijk uit een groot aantal afzonderlijke sterren bestaat. Die zijn te zwak om zonder kijker gezien te kunnen worden, maar het licht van al die miljoenen sterren vloeit samen tot een bleek, melkwit schijnsel. William Herschel, de ontdekker van de planeet Uranus, begreep dat de Melkweg eigenlijk de ‘projectie’ is van een grote, afgeplatte verzameling van talloze sterren. Kijken we in het vlak van dat stelsel om on heen, dan zien we sterren zo ver het oog reikt; kijken we uit het vlak ‘omhoog’ of ‘omlaag’, dan zijn er veel minder sterren te zien, en kijken we al gauw de lege ruimte van het heelal in.

Het Melkwegstelsel is een kolossale, ronde, platte schijf van naar schatting zo’n vierhonderd miljard sterren. De meeste sterren bevinden zich in het centrum; daar is de onderlinge afstand tussen de sterren ook veel kleiner dan in de buitendelen. Bovendien vertoont de Melkwegschijf in het midden een verdikking; hier bevinden zich voornamelijk oude sterren. Wat vorm betreft heeft het Melkwegstelsel met zijn dunne, platte schijf en centrale verdikking wel iets weg van een spiegelei. Als we het Melkwegstelsel van bovenaf zouden kunnen bekijken, zouden we zien dat het een opvallende spiraalstructuur heeft. In de spiraalarmen bevinden zich uitgestrekte wolken van koel gas en stof, waarin voortdurend nieuwe sterren worden geboren. Veel van die nieuwe sterren zijn bijzonder heet en helder, en de spiraalarmen van het Melkwegstelsel worden dan ook gekenmerkt door extreem heldere sterren en opvallende sterrenhopen.

Sterren hebben niet het eeuwige leven. De sterrenhemel van vandaag ziet er weliswaar hetzelfde uit als die van tweeduizend jaar geleden, maar wie wat meer geduld heeft, ziet nieuwe sterren geboren worden en oude van het toneel verdwijnen. Een ster zoals de zon heeft een totale levensduur van ongeveer tien miljard (tienduizend miljoen) jaar, dus het hoeft geen verwondering te wekken dat je in tweeduizend jaar tijd - een oogwenk naar sterrenkundige begrippen - niets aan de sterrenhemel ziet veranderen.

Ook het geboorteproces van een ster is een langdurige aangelegenheid. Sterren ontstaan uit samentrekkende wolken van gas en stof. Het duurt wel een paar honderdduizend jaar voordat zo’n koele, donkere wolk licht en warmte begint uit te stralen. Het is dan ook onmogelijk om het geboorteproces van een ster van a to z te volgen; daarvoor leeft de mens te kort. Op verschillende plaatsen in het heelal zijn kolossale stervormingsgebieden te zien, die je gerust de kraamkamers van de kosmos kunt noemen. Er komen kolossale donkere wolken voor, die het licht van verder weg gelegen sterren tegenhouden, en waarin de zwaartekracht vrij spel heeft. Op sommige plaatsen heeft dat al geleid tot de vorming van een aantal hete, heldere sterren: vaak is in het centrum van zo’n stervormingsgebied een compacte, jonge open sterrenhoop te zien.

Wanneer de eerste sterren eenmaal zijn ontstaan (doordat een deel van de wolk onder zijn eigen gewicht ineenstort), volgen andere vanzelf. De jonge, hete sterren zenden veel ultraviolette straling uit, waardoor het gas in de wolk wordt verhit, en de stofdeeltjes beginnen te verdampen. Krachtige sterrenwinden veroorzaken schokgolven en verdichtingen in de wolk, en op tal van andere plaatsen begint nu ook een samentrekkingsproces. Zo ontstaat er een geboortegolf van nieuwe sterren, die zich uitbreidt als een snel om zich heen slaande bosbrand. Als een deel van de oorspronkelijke gas- en stofwolk ineenstort onder zijn eigen gewicht, wordt de kern steeds heter, en begint hij bovendien steeds sneller rond te draaien. Uiteindelijk is er een zogeheten protoster ontstaan: in het binnenste van de ster-in-wording zijn nog geen kernfusiereacties op gang gekomen, maar de samengeperste gasbol zendt wel al veel warmtestraling uit. Rondom die protoster draait een afgeplatte schijf van koelere materie: de protoplanetaire schijf, waaruit ooit een planetenstelsel kan ontstaan.

Het koele gas dat nog steeds met hoge snelheid op de ster valt, wordt op den duur door de straling van de jonge protoster weer teruggeblazen: er is een soort evenwicht ontstaan tussen zwaartekracht en stralingsdruk. Dat wegblazen lukt niet in alle richtingen even makkelijk. In het evenaarsvlak van de ster bevindt zich immers de dikke, uitgestrekte protoplanetaire schijf. Langs de draaiingsas van de ster, loodrecht op de schijf, kan het gas veel gemakkelijker ontsnappen. Op die manier ontstaan twee bundels van heet gas, die in tegenovergestelde richtingen het heelal in blazen. Zulke jets (‘straalstromen’) zijn in veel stervormingsgebieden ontdekt. Waar de jets in botsing komen met verdichtingen in de omringende wolk, ontstaan schokgolven, die tot een sterke verhitting van het gas leiden. Zulke schokgolven zijn vaak beter zichtbaar dan de protoster waardoor ze uiteindelijk veroorzaakt zijn. De reden is dat de protoster zich in veel gevallen schuil houdt in het binnenste van een donkere wolk, waardoor er met een gewone telescoop niets van te zien is. De hete schokgolven ontstaan op grote afstand van de ster, en zijn in veel gevallen wél te zien. Ze worden naar hun ontdekkers Herbig-Haro-objecten genoemd.

Met een gewone telescoop is meestal niet veel te zien van de geboorte van een ster, omdat het proces zich meestal in het binnenste van donkere, absorberende wolken van gas en stof afspeelt. De prille warmtestraling van een protoster kan echter vrij ongehinderd door zo’n wolk heendringen, en daarom is een infraroodtelescoop het instrument bij uitstek om de vorming van sterren te bestuderen.Infrarood astronomie is het onderdeel van de sterrenkunde en astrofysica die zich bezighoudt met objecten die zichtbaar zijn in infrarood (IR) straling. Zichtbaar licht ligt tussen 400 nm (blauw) tot 700 nm (rood). Golflengten langer dan 700 nm maar korter dan microgolven (1mm tot 30 cm) worden aangeduid als infrarood (soms als submillimeter gebied).

Men onderscheidt in de astronomie drie golflengtegebieden: nabij-infrarood (0.7-1 - 5 µm), middel-infrarood (5 - 25-40 µm), en ver-infrarood (25-40 - 200-350 µm); de grenzen zijn niet scherp vastgelegd en kunnen per publicatie variëren. Onderzoekers delen infraroodsterrenkunde in bij optische astronomie omdat meestal optische componenten (spiegels, lenzen en detectoren) worden toegepast. Waarom meten in het infrarood? De interstellaire extinctie van elektromagnetische straling door interstellair stof is sterk afhankelijk van de golflengte. Bij een golflengte van 2 µm in het nabij-infrarood is de extinctie slechte 1/10 van die in het zichtbare licht. Daardoor worden gebieden zichtbaar die achter het stof gelegen zijn, zoals jonge sterren, het Galactisch centrum en de kernen van infrarode sterrenstelsels.

Volgens de Wet van Planck stralen koude hemellichamen zoals bijvoorbeeld bruine dwergen of protosterren die diep in een moleculaire wolk liggen de meeste energie uit in het infrarood. Veel in het interstellair medium aanwezige atomen, ionen, en moleculen hebben belangrijke spectraallijnen in het infrarood. Bijzonder geschikt is de infraroodspectroscopie voor de bepaling van de samenstelling en de natuurkundige eigenschappen van gas met temperaturen van enkele 100 Kelvin. Kouder (< 100 Kelvin) stof in het interstellaire medium straalt het geabsorbeerde licht weer uit in het ver-infrarood en draagt bij tot de energiebalans van astronomische objecten. In het middel-infrarood is er sterke emissie van organische verbindingen in het interstellaire medium die lijken op polycyclische aromatische koolwaterstoffen.

Infrarood ruimtetelescopen als de Spitzer Space Telescope, IRAS, ISO en de Herschel Space Observatory kunnen in het gehele IR-spectrum waarnemen. Toch worden de meeste IR-waarnemingen vanaf de grond gedaan in een beperkt aantal gebieden waar de atmosfeer IR-straling doorlaat. Vooral waterdamp houdt IR-licht tegen. Speciale IR- en submillimeter telescopen worden daarom op hooggelegen plaatsen gebouwd, zoals Mauna Kea-observatorium, Hawaï en de Atacama_Large_Millimeter_Array in Chile, of bevinden zich in vliegtuigen (SOFIA). Gegevens van observatoria in de ruimte zoals de Spitzer Space Telescope, IRAS en ISO vullen de gaten in die waarnemingen vanaf de grond moeten laten vallen.

Naast het infrarode gebeuren hadden we ook voldoende aandacht voor de andere golflengten, zoals het

Chandra X-rayObservatory, één van de vier ruimtetelescopen van NASA's Great Observatories, een ruimtevaartprogramma van ruimtetelescopen waartoe ook de Hubble Space Telescope, Spitzer Space Telescope en de Compton Gamma Ray Observatory behoren.

Chandra X-ray is een satelliet die waarnemingen doet in het röntgengebied. De satelliet is op 23 juli1999 door de Spaceshuttle Columbia in een elliptische baan om de aarde geplaatst. De meest nabije afstand tot de aarde bedraagt 16.000 kilometer, de verste afstand bedraagt 133.000 km. De baan is elliptisch omdat de satelliet alleen kan waarnemen boven de Van Allen-gordels. Door deze baan kunnen er per omwenteling van 64 uur en 18 minuten, 55 uur besteed worden aan waarnemingen.

In de astronomie is spectroscopie een belangrijk hulpmiddel om de samenstelling van sterren en andere hemellichamen te kunnen bepalen. Sterren worden dan ook ingedeeld naar hun spectraalklasse. Pionier op het gebied van astronomische spectroscopie was de Engelsman William Huggins. Ook is door de verschuiving van bekende spectraallijnen door middel van het Dopplereffect de snelheid van objecten te bepalen. Willam Huggins bepaalde op deze manier in de 19e eeuw de snelheid waarmee de ster Sirius zich van de aarde verwijdert: ruim 20 mijl per seconde. Weer later ontdekte Edwin Hubble dat hoe verder sterrenstelsels van ons af staan, hoe groter de roodverschuiving van de spectraallijnen is.

Het William M. Keck-observatorium maakt deel uit van het Mauna Kea-observatorium op Hawaï en omvat twee spiegeltelescopen, waarvan een voor zichtbaar licht en een voor infrarood. Deze twee telescopen, die als Keck-telescopen bekendstaan, kunnen gekoppeld worden voor interferometrische metingen. De telescopen zijn wetenschappelijk van zeer grote waarde, enerzijds omdat de technieken er ontwikkeld worden voor toekomstige ruimtetelescopen als de TerrestrialPlanetFinder, en anderzijds omdat zij tot de eerste telescopen behoren waarmee licht van een ster uit een opname gefilterd kan worden, zodat een eventueel planetenstelsel van de betreffende ster waargenomen kan worden.

Het observatorium en de telescopen zijn genoemd naar de W.M. Keck-stichting, een filantropische organisatie opgericht in 1954 door William MyronKeck, een Amerikaans oliemagnaat. Deze stichting spendeerde USD 140 miljoen aan het project.

Het observatorium bevindt zich op de top van de slapende vulkaan Mauna Kea op het eiland Hawaï. Deze locatie behoort tot de beste op aarde voor astronomische waarnemingen, omdat er weinig lichtvervuiling is en omdat de atmosfeer er vaak helder is. Het eiland is omringd door duizenden kilometers van thermisch relatief stabiele oceaan, en de 4200 m hoge top van de Mauna Kea heeft geen omringende bergketens die de atmosfeer beïnvloeden of licht verstrooiend stof in de lucht brengen. Gedurende bijna het gehele jaar is de atmosfeer boven Mauna Kea rustig en droog.

Gammastraling (γ-straling) is onzichtbare elektromagnetische straling met een hogere energie dan ultraviolet licht en röntgenstraling. Het ioniserende vermogen daarentegen is lager dan dat van alfastraling. Alfastraling heeft een hogere ioniserende energie, maar dat zorgt er weer voor dat de straling minder doordringend is doordat onderweg alle moleculen geïoniseerd worden. We bekeken enkele bekende gamma-satellieten zoals COMPTON GRO - CAT en CELESTE – SWIFT.

Nog enkele beelden en wat uitleg over het gebied “microgolf” en onze reis van smal-tot breedband was afgehandeld. Tussen de presentatie door waren er enkele videofragmenten die het geheel een beetje visualiseerden. Net voor middernacht sloot Jo de bijeenkomst af en dankte ieder voor hun actieve bijdrage. ’t Was een mooie, goedgevulde avond!

 

Verslag kijkavond 9 november 2012

Alhoewel het bij valavond nog enigszins open weer was,  trokken er, omstreeks 20h00 vanuit het zuiden erg veel wolken binnen en waren er nog amper een paar kleine open plekjes zichtbaar in het noorden en het oosten. Jo was al met zijn zoon aanwezig en ondanks de snel toenemende bewolking kwam ook Dirk even langs en had zelfs zijn kijker meegebracht, maar opstellen had geen zin. Alleen in het oosten was er nog een kleine opening en tussen de takken van de bomen vingen we even een glimp op van Jupiter die in het lage oosten begon op te komen. Om Jupiter nog te zien trokken we naar boven, maar het was echter van heel korte duur. De bewolking trok ook in het oosten vrij snel dicht.

Een vriendelijke dame kwam met haar zoontje eens even informeren naar onze activiteiten, maar had hiervoor helaas niet het beste moment getroffen. Nergens was er intussen nog een lichtje te bespeuren. Opdat de bezoekers zich niet helemaal nodeloos tot bij de sterrenwacht hadden verplaatst en totaal teleurgesteld huiswaarts zouden moeten keren, werd hen even wat verteld over onze activiteiten en werd de sterrenwacht getoond. In de sterrenwacht stond de kijker van Tony nog op de mast. Een mooi moment om het verschil in werking tussen een lenzen- en een spiegelkijker even te vertellen. Ook het luik werd eens geopend en we toonden hoe het dak kan ronddraaien, maar van kijken was helaas geen sprake meer.

Nadat de bezoekers ons hadden verlaten besloten we, met een volledig dichtgeslipte hemel en afgaand op de weersvoorspellingen, om deze kijkavond “voor bekeken” te houden en een volgende en betere gelegenheid af te wachten.

 

21:37 Gepost door Lambert Beliën | Commentaren (0) |  Facebook | |

De commentaren zijn gesloten.