Sterrenkunde.

V.

Als tweede groep van veranderlijke sterren noemde ik de kortperiodische veranderlijken.

Hierbij vertoont de lichtkromme, zooals reeds werd opgemerkt, nergens een horizontaal stuk, maar schommelt voortdurend heen en weer tusschen één maximum en twee verschillende minima. Een bekend vertegenwoordiger van dit type is „bèta hirae". Als men deze groep vergelijkt met de vorige, dan is eigenlijk het eenige verschil, dat het horizontale stuk uit de lichtkromme verdwenen is. Men kan een verklaring hiervan geven op de volgende wijze.

Neem eens aan, dat dit type een dubbelster is, dus uit twee om elkaar wentelende hemellichamen bestaat, die beide licht geven (niet evenveel) en die elkaar raken, dan is het duidelijk, dat zoodra de eene ster naast de andere staat, de lichtsterkte maximaal is, maar evenzeer is het gemakkelijk in te zien, dat de lichtintensiteit begint te minderen, wanneer de eene ster achter de andere geheel of gedeeltelijk verdwijnt. Het spreekt vanzelf, dat er één maximum en twee minima zijn, die beide even diep zouden zijn, als de twee componenten even helder waren, welke mogelijkheid niet uitgesloten is.

Een derde groep vormen de „Cepheiden", genoemd naar de voornaamste representant delta Oepheï.

De periode hiervan is soms kort, soms lang, altijd heel regelmatig, maar vertoont dit belangrijke verschil met de vorige groepen, dat de lichtkromme niet meer symmetrisch is.

In den regel gaat de toename der lichtintensiteit na een minimum sneller dan de afname na een maximum.

Twee interessante hypothesen, die hiervan een verklaring pogen te geven, wil ik niet nalaten te vermelden. Ze zijn van Jeans en Eddington.

De eerste neemt aan, dat de C'epheïden sterren zijn, die op het punt zijn in tweeën te splijten, dus in een soort ontwikkelingstoestand verkeeren, maar het nog niet gebracht hebben tot splitsing, waarbij twee om elkaar wentelende hemelbollen zouden ontstaan. Door de wenteling van dit hemellichaamj dat we ons voor het gemak kunnen denken als een. min of meer ^aaie vloeistof, zal de ster door middelpuntvlietende krachten van vorm veranderen en eenigszins uitrekken. Bleef die langwerpige vorm gedurende een omwenteling dezelfde, dan was de lichtkromme symmetrisch, maar wanneer, al rondwentelende, het lichaam inkrimpt en weer uitzet, kan men, zooals niet moeilijk valt in te zien, lichtkrommen verkrijgen, die overeenstemmen met degenen, die in werkelijkheid gevonden worden. Jeans vat dus alle voorgaande groepen van veranderlijke sterren onder één gezichtspunt, waarbij hij uitgaat van de onderstelling, dat er een ontwikkeling in de sterrenwereld bestaat, waarvan verschillende phasen te zien vallen bij de veranderlijke sterren. In een eerste stadium wordt bij wenteling het hemellichaam uitgerekt. Dit is onze derde groep. Bij voortgezette ontwikkeling is de splijting voltrokken maar de twee deelen raken elkaar nog (het tweede type van veranderlijke sterren). Tenslotte is de afstand grooter geworden en loopen de componenten in grootere tijden om elkaar heen.

Dit is de eerste groep.

Eddington staat op een heel ander standpunt. Hij beweert, dat de Cepheïden-klasse niets met de splijting te maken heeft, maar dat het een bijzonder stadium is in het ontwikkelingsproces der ster zelf. Hij tracht de lichtintensiteitsvariaties te verklaren, door aan te nemen, dat de ster ^.pulseert", dat wil zeggen, een bolvormige massa is die beurtelings inkrimpt en opzwelt. Terwijl Jeans aannam een vormverandering zonder volume-verandering (daarom is het met een vloeistof te vergelijken), denken we bij Eddington's hypothese aan volume-wijziging met behoud van den bolvorm, aan een pulseerende gasmassa. Wanneer de laatste onderstellirig juist mocht zijn, dan bestaat er zoo iets als een trillingstijd of liever als een pulsatietijd, die eigen is aan de ster. Een sterke steun voor Eddington's theorie is nu, dat hij er in slaagde zulk een pulsatietijd af te leiden langs wiskundigen weg, die bovendien in overeenstemming bleek te zijn met de waargenomen waarden.

Als Jaatste groep vermeld ik de groep waartoe Mira Ceti behoort, die over het algemeen een" lange periode hebben, echter zonder de opvallende regelmaat der vorige klassen.

Verschillende theorieën zijn opgesteld, die echter nog geen bevredigende verklaring gegeven hebben,

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.

Printen