Sterrenkunde

IV.

Het meerendeel der sterren schijnt ons toe van constante helderheid te zijn, maar hij nauwkeurige waarnemingen blijken er heel veel sterren te zijn, wier licht-intensiteit aan schommelingen onderhevig is. Een ster, waarbij dit verschijnsel eenige eeuwen geleden reeds opgemerkt werd, is een ster uit het sterrenbeeld de AValvisch (in den zomer onzichtbaar).

In 1638 bemerkte Holwarda, hoogleeraar te Franeker, dat de lichtsterkte van deze ster niet voortdurend gelijk bleef, bovendien werd na langduriger waarnemen gevonden, dat deze lichtsterkte-veranderingen tamelijk onregelmatig waren. Na ongeveer een jaar scheen de ster weer als een jaar te voren. De ster kreeg den naam van „Mira Oeti", ^ de wonderlijke uit den Walvisch. Kort daarop, 'in 1667, ontdekte men, dat de bekende heldere ster Algol uit het sterrenbeeld Pierseus, ook een veranderlijke ster was.

Eerst tegen het einde der 18de eeuw werd er stelselmatiger naar gezocht. Tevens bleek het karakter der lichtveranderingen niet voor alle hetzelfde te zijn. Zoo is de periode van Mira Ceti plm. een jaar en bovendien verloopt de lichtwisseling niet regelmatig: van Algol daarentegen bleek de tijd tusschen twee opeenvolgende minima in lichtsterkte zeer constant ongeveer 21/2 dag te zijn, d.w.z. gedurende 21/2 dag blijft Algol onveranderd van de tweede groottej zinkt dan in enkele uren tot een minimum van de derde grootte en stijgt dan even vlug weer tot de tweede ^grootte.

Met grootte of grootteklasse, bedoelen, we hier niet volume maar helderheidsklasse. Men deelt namelijk de sterren wat hun lichtintensiteit betreft in verschillende helderheidsklassen in en gebruikt hiervoor het woord „grootte" met dien verstande, dat haar rangnummer in de grootteklasse hooger is, naarmate de ster lichtzwakker is. Zoo is een ster van de zesde grootte honderdmaal lichtzwakker dan een ster van de eerste grootte. Een scherp oog kan onder gunstige omstandigheden nog net sterren van de zesde grootte zien. De verhouding in helderheid tusschen elke twee op elkaar volgende klassen is te stellen op 21/2.

Het vaststellen van deze grootte-klasse is een heel lastig werk. Het geschiedt met bepaalde instrumenten, fotometers, waarbij men de lichtsterkte van een ster vergelijkt met de lichtsterkte van één of andere constante lichtbron. Het is daarom zoo las­ tig, omdat de kleur eener ster ook een rol speelt m de helderheidsschatting en daar het oog van alle menschen niet even gevoelig is voor bepaalde kleuren, komen er nog al eens afwijkingen voor in de opgaven der verschillende waarnemers.

Van de waargenomen lichtintensiteit van een. veranderlijke ster kan men het overzicht vergemakkelijken, door er een grafische voorstelling van te maken.

Naar de gedaante van deze kromme lijnen, die dus een beeld geven van de lichtsterkte-wisselirgen in een bepaalden tijd, worden de veranderlijke sterren in verschillende groepen verdeeld, waarvan er hier eenige volgen.

le. De Algol-veranderlijken. Deze zijn gekenmerkt door een standvastige helderheid gedurende het grootste deel der periode, gevolgd door een snelle regelmatige af-en toename der lichtsterkte.

Van dit verschijnsel heeft men getracht een verklaring te geven en dat is voor de Algol-typèn aardig gelukt. Men neemt hierbij aan, dat sterren van deze soort eigenlijk dubbelsterren zijn, met een kijker niet te scheiden, dus bestaan uit twee om elkaar wentelende hemellichamen, die niet even helder zijn en wier baan vlak ongeveer samenvalt met de gezichtslijn. Denken we ons voor het gemak de eene component, bijv. de helderste in rust en de donkerste er om heen bewegend, dan zal telkens na een bepaalden tijd die tweede component, geheel of gedeeltelijk de heldere ster bedekken, als ze er vóór langs gaat en evenzoo telkens op haar beurt door de helderste component bedekt worden. Is de begeleider geheel donker, dan zal in het eerste geval de totale lichtsterkte afnemen en er niets bijzonders gebeuren als ze achter de heldere ster langsgaat. Er treedt dan slechts één meer of minder diep minimum op in de lichtkromme. Is de tweede component echter niet geheel donker, dan zal bij het achter langs gaan, het licht, dat ze uitzendt door de heldere ster onderschept worden en treedt er nog een minimum op. Men heeft in 1910 bij Algol na nauwkeurige metingen kunnen vaststellen, dat er midden tusschen de reeds bekende diepe minima nog een kleine inzinking ai de lichtkromme bestond. Van enkele vertegenwoordigers van deze rubriek heeft men nog meer bijzonderheden kunnen opsporen, b.v. de afmetingen en de massa's der componenten.

Een tweede groep vonnen de z.g. kortperiodische veranderlijken. Hierbij zien we de lichtkromme nergens horizontaal verloopen. De helderheid verandert dus voortdurend en schommelt daarbij steeds tusschen één bepaald maximum en één of meer minima heen en weer. De periode is meestal kort, enkele dagen, soms iets langer, maar steeds zeer regelmatig.

Ook hiervan' heeft men getracht een bevredigende oplossing te vinden.

Een volgende maal hoop ik hier nog even op terug te komen.

Deze tekst is geautomatiseerd gemaakt en kan nog fouten bevatten. Digibron werkt voortdurend aan correctie. Klik voor het origineel door naar de pdf. Voor opmerkingen, vragen, informatie: contact.

Op Digibron -en alle daarin opgenomen content- is het databankrecht van toepassing. Gebruiksvoorwaarden. Data protection law applies to Digibron and the content of this database. Terms of use.

Terug naar resultaten Printen