STERRENHEMEL

De aberratie van het licht is een afwijking van de richting waarin een lichtbron wordt waargenomen ten opzichte van de richting waarin de bron zich werkelijk bevindt. Deze afwijking treedt op wanneer de waarnemer zich beweegt ten opzichte van de lichtbron. Dit optische verschijnsel werd in 1728 ontdekt door de Engelse sterrenkundige James Bradley tijdens zijn pogingen om de parallax van de sterren waar te nemen.
Het effect is te vergelijken met veel verschijnselen die op Aarde waar te nemen zijn. Als het regent en de regen valt recht naar beneden, dan zal, als een waarnemer beweegt, de regen een beetje schuin van voren lijken te komen. De plaats waar de regen vandaan komt lijkt daardoor verschoven in de richting van de beweging. Op dezelfde manier lijkt, als een waarnemer zich beweegt, de wind altijd van voren te komen als het feitelijk windstil is.

Een avondster is geen echte ster. Het staat voor de planeten Mercurius of Venus die in de avonduren na zonsondergang zichtbaar worden. Beide staan tussen aarde en zon kunnen nooit midden in de nacht of gedurende de gehele nacht zichtbaar zijn.

Zie ook: Elongatie

De planeten Mercurius en Venus worden ook wel binnenplaneten genoemd. Deze twee planeten staan dichter bij de zon dan de aarde en als deze te zien zijn worden ze ook wel ochtend of avondster genoemd. Binnenplaneten zijn nooit de gehele nacht zichtbaar.

Planeten die verder van de zon af staan als de aarde; dus Mars, Jupiter, Saturnus, Uranus en Neptunes worden buiten-planeten genoemd. Sedert augustus 2006 is Pluto geen planeet meer, maar dwergplaneet, en hoort daarom ook niet meer in dit rijtje thuis. Buitenplaneten kunnen de gehele nacht zichtbaar zijn.

Cepheïden zijn heldere reuzensterren met helderheidwisselingen van 0,1 tot 2 magnitudes en perioden tussen 1 en 100 dagen. Ze zijn vaak enkele duizenden malen helderder dan de zon. Cepheïden zijn zeer interessante objecten, omdat er een sterk verband bestaat tussen hun periode en hun lichtkracht. Ze zijn daardoor erg handig bij het bepalen van afstanden in het heelal.
Dit type sterren varieert van diameter en tijdens de krimp wordt de ster aan haar oppervlak heter, maar straalt minder licht uit als de ster haar minimum helderheid heeft bereikt. Daarna zet de ster weer uit, waarbij deze koeler wordt. Wel neemt in deze fase de lichtkracht toe.

 

Sterrenbeelden welke het gehele jaar door 's nachts zichtbaar zijn worden circumpolaire sterrenbeelden genoemd. Het bovenstaande kaartje laat zien welke sterrenbeelden dat voor ons land zijn. Op de animatie (91,5 Mb) wordt het verloop van de sterrenhemel voor een heel jaar weergegeven en duidelijk is te zien dat alle sterren rond de poolster draaien.

Azimut en hoogte	Declinatie en rechte klimming

Afstanden aan de hemelkoepel worden doorgaans gemeten in graden. Ook de afstand tussen hemellichamen onderling worden in graden gemeten. Er zijn meerdere co-ordinaatsystemen in gebruik om deze hoekafstanden te meten en de voornaamste zijn azimut met de hoogte; declinatie met rechte klimming en ecliptische breedte met ecliptische lengte.

Horizontaal stelsel: azimut en hoogte
Het nulpunt voor Azimut (A) kan liggen op het noorden of op het zuiden. In de afbeelding hierboven is voor het zuiden gekozen. De hoofdrichtingen noord, oost, zuid en west liggen telkens op 90° afstand ten opzichte van elkaar. Het punt loodrecht boven de waarnemer is het zenit en staat op hoogte van 90° boven de horizon. Zo staat de poolster, wanneer het noorden als nulpunt gekozen wordt, op een Azimut van 0° en een hoogte van 52°. En bij het begin van de lente op 20 maart komt de zon op bij een Azimut van 90° en een hoogte van 0°.

Bent u niet bekend waar het noorden is, bepaal dan op een klaarlichte dag als de zon schijnt voor uw waarnemingsterrein eerst het zuiden. De hier beschreven methode is alleen geldig voor Nederland en het verdient aanbeveling om hiervoor een tweede horloge te gebruiken. Zet het horloge eerst een kwartier achter op de Midden Europese Tijd. Tijdens de zomertijd moet ook deze in rekening gebracht worden. Dus dan wordt er een correctie van 1hr 15m toegepast. We komen dan uit op de zonnetijd geldig voor Nederland en dan staat ook de zon om 12 hr in het zuiden. Maar daar hoeft niet op gewacht te worden. Richt eerst de kleine wijzer van het horloge in de richting van de zon en deel vervolgens de hoek die de kleine wijzer maakt met de lijn naar de 12 en u heeft globaal, maar toch vrij nauwkeurig het zuiden gevonden.

Equatoriaal stelsel: declinatie en rechte klimming
Anders dan bij het azimutale systeem, waarbij de lokale horizon als referentievlak dient, wordt bij het systeem van declinatie (delta)en rechte klimming gebruik (alpha) gemaakt van de hemelevenaar. Vroeger was het gebruikelijk om ook de rechte klimming uit te drukken in graden, maar tegenwoordig wordt deze weergegeven in uurhoek. Elk uur bedraagt 15°, immers 15° x 24h = 360°. Het uur wordt verder onderverdeeld in minuten en seconden. Het nulpunt voor de rechte klimming valt gelijk met het lentepunt. Dat is het punt waar de zon omstreeks 20 maart de hemelequator passeert. Dat punt heeft als declinatie 0° en als rechte klimming 00h00m00s. Bij het begin van de herfst is dat 0° en 12h00m00s. Als zomer begint staat het middelpunt van zon op een declinatie +23°26'26" en 6h00m00s.
Als de verdeling op de hemelequator toch in graden wordt uitgedrukt, dan wordt hier de lengte(circel) op de hemelkoepel bedoeld. Bij het begin van de herfst staat de zon dan op een declinatie 0° en een lengte van 180°.
Conjuncties worden vaak volgens het equatoriaal stelsel opgegeven.

Ecliptisch stelsel: ecliptische breedte β en ecliptische lengte λ
Dit stelsel is gelijkvormig aan het Equatoriaal stelsel, met dit verschil dat de hemelequator nu vervangen wordt door de ecliptica, het pad van de zon langs de hemelkoepel.

Zie ook: hoekafstand

Elongatie is de hoekafstand van een planeet tot de zon gemeten in graden. Bij binnenplaneten wordt onderscheid gemaakt tussen de grootste oostelijke en grootste westelijke elongatie (zie ook figuur bij conjunctie). Als Mercurius of Venus in de grootste oostelijke elongatie staat gaat deze na de zon onder en is de planeet het langst zichtbaar aan de avondhemel (avondster). Bij de maximale westelijke elongatie komt de planeet voor de zon en is deze het langst zichtbaar aan de ochtendhemel (ochtendster). In beide gevallen vertoont de planeet zich als een half verlicht schijfje.

Epoch is een tijdstip waarvoor een bepaalde astronomische waarneming geldig is. Bij voorbeeld: als er op een sterrenkaart staat epoch 1950,0, dan geldt de kaart strik genomen de posities van de hemellichamen laat zien voor 1 januari 1950 om 12 hr. Door de precessie verandert de stand van de aardas en daarmee ook het co-ordinaten systeem. Met epoch wordt de tijd verankerd voor dat tijdstip.

Met liberatie van de Maan wordt het langzame ja en nee knikken van het aanzicht van de Maan bedoeld. Dit ja en nee knikken van de Maan ontstaat doordat de rotatiesnelheid van Maan constant is, maar de baan van Maan om aarde ellipsvormig. Daardoor is de baansnelheid van de Maan rond de aarde niet constant. Gevolg is de rotatiesnelheid van de Maan soms iets schijnbaar voorloopt of iets achterloopt. Bijgevolg is dat we soms iets over de rand van Maan heen kunnen kijken. Door dit effect kunnen we dan een klein deel van de achterzijde van Maan waarnemen. Als dat het geval is aan de oostelijke zijde, dan gaat dat ten koste van het zicht aan het westzijde. Daar lijken kraters dan dichter bij de maanrand te liggen. Omgekeerd geldt dat natuurlijk ook. Evenzo geldt dat wanneer de Noordpool zichtbaar wordt, de Zuidpool juist het uit het zicht verdwijnt en andersom natuurlijk ook..

Een lichtjaar is de afstand die het licht aflegt in een jaar tijd. Het licht reist met ongeveer 300.000 km/s en een jaar bevat 31.536.000 seconden. Een lichtjaar is dus 300.000 x 31.104.000 = 9,4608 × 10^12 km.

De baan van de Maan is een ellips. Het verste punt wordt apogeum genoemd en ligt tussen de 404.042 km en 406.725 km. In het perigeum, het punt het dichtste bij de aarde varieert van 356.355 km tot 370.399 km. Deze waarden zijn berekend over de periode 1999 v.Chr tot 3000 n.Chr. De gemiddelde afstand van de Maan tot de aarde bedraagt 384.400 km.

Baan van de Maan rond de Aarde gedurende halve periode van een volledige
omloop van 18,6 jaar van de dalende knoop (zie hieronder).

De ellipsvorm van de maanbaan is niet constant. Door verschillende verstoringen, zoals getijdenwerking en andere wisselwerkingen met onder meer de zon, wisselt ook de excentricteit van de ellipsbaan en daarmee de afstand van de maan tot de aarde, ook in het apogeum en perigeum (zie hieronder). Na 18,6 jaar is een volledige cyclus voltooid en is de Maan weer bij zijn gele baan aangekomen, waarna de cylcus zich herhaald.

De maanbaan maakt een hoek met het eclipticavlak, dat is het baanvlak van de aarde. In de figuur hierboven is deze hoek tussen het vlak van de aardbaan (ecliptica) en maanbaan overdreven weergegeven met "inclinatie". De punten "S" en "D" zijn de snijpunten tussen beide vlakken en worden Stijgende en Dalende knoop genoemd. Maar deze posities liggen niet vast wanneer we als voorbeeld knoop "S" pakken, dan draait ook deze rond de aarde in een periode van bij 18,6 jaar. Het zal duidelijk zijn dat door deze constante beweging ook de hoogte van de maan boven de aardse horizon voor een bepaalde plaats nooit hetzelfde is.

Bij een maansverduistering staat de aarde tussen de zon en maan, op de plaats "S" of "D" bij Maanbaan. (Waarom alleen daar?) Het zonlicht wordt grotendeels tegengehouden. Maar helemaal donker wordt het niet op de Maan. Zonlicht wat door de aardse atmosfeer wordt afgebogen kan de Maan bereiken. Dit licht is rood en daardoor is de Maan tijdens de totale fase rood gekleurd.
Maansverduisteringen komen alleen voor bij Volle Maan.

De helderheid van hemellichamen kan worden onderverdeeld in magnituden, ook wel helderheidsklassen of grootteklassen en is een maat voor de lichtsterkte van een hemellichaam. Hierbij geldt dat hoe groter het getal, hoe lichtzwakker het hemelobject is. Een object met een grootte van -2 is lichtsterker dan -1 en van +3 is lichtsterker als +4.
Voor sterren is er nog een onderverdeling naar schijnbare magnitude en absolute magnitude of de lichtkracht. De eerste is de lichtsterkte zoals we deze waarnemen. De laatste is een gestandaardiseerde eenheid voor de lichtsterkte van een hemellichaam op 32,6 lichtjaar (10 Parsec).

De hemelobjecten zoals we deze met onze eigen ogen zien zijn allemaal schijnbaar in grootte. Met het ongewapende oog ver verwijderd van stedelijk regio's kunnen sterren tot ongeveer grootte klasse 7 gezien worden. In de centra van de stedelijke gebieden neemt het aantal zichtbare sterren snel af tot slechts enkele tientallen.

Een type veranderlijke reuzenster met zeer lange perioden van grote helderheidsvanderingen in het zichtbare licht in cycli van 80 tot 1.000 dagen. Mira-sterren hebben een massa die gelijkwaardig met zon, maar stoten enorme hoeveelheden materie de ruimte in. Deze materie maakt dat de atmosfeer periodiek sterk opzwelt, tot 500 x de zonsdiameter, en dat de ster daardoor ook enorm veel in helderheid toeneemt.

Een ochtendster is geen echte ster. Het staat voor de planeten Mercurius of Venus die in de ochtenduren voor zonsopkomst zichtbaar worden. Beide staan tussen aarde en zon kunnen nooit midden in de nacht of gedurende de gehele nacht zichtbaar zijn.

Zie ook: Elongatie

Wanneer een hemellichaam recht tegenover de zon staat, dus opkomt wanneer de zon ondergaat, spreken we over oppositie. Gewoonlijk wordt deze term gebruikt voor hemellichamen in het zonnestelsel, zoals de planeten en de Maan. Mercurius en Venus kunnen nooit in opposite komen. Alleen de buitenplaneten Mars, Jupiter, Saturnus, Neptunes en Uranus komen in oppositie en zijn dan de gehele nacht zichtbaar. Tijdens de oppositie zien we een buitenplaneet een zogeheten oppostielus beschrijven. Dat is het moment dat de aarde de buitenplaneet inhaalt. Zie de afbeelding hieronder.

Zie ook: Conjunctie, kwadratuur.

De stand van de aardas is niet constant, maar maakt een tolbeweging. De oorzaak is een gevolg van de onderlinge aantrekkingskrachten tussen Zon en Aarde en de afplatting van de Aarde ten gevolge van middelpuntvliegende kracht-en door de dagelijkse rotatie. De één rondgang van de tolbeweging duurt ongeveer 26.000 jaar. Dat betekent dat onze huidige poolster niet altijd de poolster zal blijven of was, maar dat over 2.000 jaar de ster Alrai in Cepheus de poolster zal zijn en ten tijde van de Egyptische hoogconjunctuur de ster Thuban poolster was. In het schema hierboven en links wordt het een en ander verduidelijkt.
Doordat de stand van de aardas verandert, verschuiven ook de seizoenen mettertijd. Over 14.000 jaar zijn winter en zomer volledig omgedraaid (geheel rechts in de bovenstaande figuur).
Tijdens de hoogconjunctuur in de Mesapotemia, zo'n 4.000 tot 3.000 BC werden de eerste stergroepen in sterren-beelden gegoten. Sindsdien is de stand van de aardas zodanig gewijzigd dat alle sterrenbeelden één seizoen zijn opgeschoven. De oude zomersterrenbeelden zijn nu herfststerrenbeelden en de oude herfststerrenbeelden zijn tegenwoordig zichtbaar in de winter, enz.

Scheiding van de dag- en nachtgrens op hemellichamen. Op de Maan goed te zien bij wassende of krimpende maan. Ook op Venus is de terminator in verrekijkers en telescopen goed te zien.

Sterren welke van helderheid en lichtsterkte wisselen in al of niet regelmatige perioden. Er zijn verschillende soorten veranderlijke sterren welke te verdelen in verschillende groepen. In deze sterrenatlas maken we alleen kennis met de:
Bedekkingsveranderlijke sterren: Dat zijn eclips dubbelsterren.
Pulserende veranderlijke sterren: Deze groep kennen helderheids variaties doordat de omvang van de ster verandert door krimp en uitzetting. Er bestaan verschillende soorten pulserende veranderlijke sterren. De Cepheïden en Mira-typen zijn voorbeelden welke in de maandelijkse atlas zijn genoemd.

Bij een zonsverduistering staat de Maan voor de zon bereikt de schaduw van de Maan de aarde op de plaats "S" of "D" bij Maanbaan. (Waarom alleen daar?) Zonsverduisteringen komen alleen voor bij Nieuwe Maan.