Het beeld van hemel en aarde 1

I n T r o
4
1
WaT We WIllen bereIken ...
Het beeld van hemel en aarde
Je kunt • de hoofdkenmerken van de sterrenhemel waarnemen
• een standplaats op aarde bepalen door middel van beschikbare hedendaagse technieken en methodes
• de plaats van een hemellichaam aan de hemelkoepel bepalen
De sterrenhemel kun je tegenwoordig via je pc verkennen. Ook in een planetarium kun je de bewegingen van sterren en planeten aanschouwen. Wil je de fascinerende
wereld van de kosmos leren begrijpen, dan begint dat evenwel van op je eigen standplaats. Kijk omhoog!
Anderzijds betekende de ruimtevaart (bemand en onbemand) de start voor een netwerk van satellieten rondom de aarde. Ze worden voor de meest uiteenlopende
doelstellingen gebruikt: van communicatie (gps, satelliettelefonie …) over observatie (meteo, milieuproblemen, spionage …) naar zelfs woonomgeving (ruimtestation
ISS). Dankzij de ruimtevaart hebben we een beter beeld gekregen van onze planeet en ook van de kwetsbaarheid van onze omgeving.
Tegelijk kunnen we dankzij satellieten en nieuwe technologieën een steeds beter beeld krijgen van ons zonnestelsel en het heelal. Voor geografen zijn beelden van de
aarde uit de ruimte onmisbaar geworden.
Bij een bezoek aan een planetarium heb je de begrippen nodig die je in deze les terugvindt.
1 Waarnemen van hemel en aarde
1.1 De horizon, scheidingslijn tussen hemel
en aarde
Op korte afstand lijkt de aarde een platte schijf, met het ‘uitspansel’ als een
koepel die het aardoppervlak omspant. Aan de horizon komen beide
schijnbaar samen. De waarnemer bevindt zich als het ware in het middelpunt
van een cirkeloppervlak dat kan verdeeld worden in de vier windstreken.
Het punt loodrecht boven de waarnemer is het zenit.
1.2 overdag, kijken naar het zuiden,
de dagboog van de zon
Aan het uitspansel zien we de zon schijnbaar bewegen van oost over zuid
naar west. Naargelang van het seizoen is die dagboog langer (zomer) of
korter (winter). Zie p. 88 e.v.
1.3 ’s nachts, kijken naar het noorden:
de Poolster als vaste baken
Voor de waarnemer in het midden van zijn horizon lijken de sterren allemaal
op gelijke afstand van de aarde te hangen. Als je op een heldere
nacht een foto maakt met lange belichting – gericht naar het noorden –
trekken de sterren een cirkelvormig spoor rond een centrale ster, de
Poolster. Dat komt doordat de Poolster op het verlengde van de aardas
zit en dus niet meedraait met de aardrotatie (zie p. 90 e.v.).
Sterren die in een welbepaalde schikking aan de hemelkoepel zichtbaar
zijn, vormen sterrenbeelden. De bekendste zijn de Grote en de Kleine
Beer aan de noordelijke hemelkoepel.
1.4 ’s nachts kijken naar het zuiden,
de baan van de maan en de planeten
In het zuidelijke deel van de hemelkoepel herken je de sterrenbeelden
van de zgn. dierenriem of zodiak, die in de horoscoop worden gebruikt.
Wetenschappelijk gezien zijn beweringen over toekomst en karakter van
mensen die onder een bepaald sterrenbeeld geboren zijn pure nonsens.
In dit zuidelijke deel kun je ook de planeten observeren. Voor niet kenners
zien ze eruit als sterren. Door een sterke verrekijker zie je schijfjes
met structuren. Net als de maan weerkaatsen ze het licht van de zon. Ze
komen op in oostelijke richting en gaan onder in westelijke richting. Ze
volgen ongeveer dezelfde baan – van oost over zuid naar west – die de
zon overdag beschrijft.
1.2
1.3a

1.3b
2.1
2.2a
2.2b
2 Waarnemen van de
vorm van de aarde
2.1 Het vermoeden
Al in de Oudheid vermoedden Griekse wijsgeren
en natuuronderzoekers (Thales,
Aristoteles, Ptolemaeus) dat de aarde geen
platte schijf maar een bolvormig lichaam is.
Rond 220 v.Chr. berekende Eratosthenes de
omtrek van de aarde. In Syene stond op de
waarnemingsdag de zon loodrecht, in
Alexandrië niet. Aan de hand van de lengte
van de schaduw van een obelisk berekende
hij de hoek (7,2°). Uit de meetkunde wist hij
dat die hoek overeenkomt met de hoek tussen
Alexandrië en Syene. Door de afstand
Alexandrië-Syene te meten (ca. 800 km) kon
hij de omtrek van de aarde berekenen: ca. 40 000 km.
2.2 Vermoeden bevestigd
kernbegrIPPen
azimut
dagboog
geografische coördinaten
global positioning system
hemelevenaar
hemelmeridiaan
hoogte
horizon
horoscoop
planeet
poolshoogte
Poolster
sterrenbeeld
zenit
Pas met satellietfoto’s sinds de tweede helft van de 20ste eeuw konden we
werkelijk zien dat we op een bol leven. Evenwel is dit een sterke vereenvoudiging.
De aardbol vertoont veel onregelmatigheden, zoals: afplatting aan de
polen en een lichte uitzetting op het zuidelijk halfrond. Deze onregelmatigheden
veroorzaken storingen in het zwaartekrachtveld van de aarde, waardoor
de koers van satellieten wordt gestoord.
Deze vervormingen zijn op satellietbeelden
van de aarde
evenwel niet zichtbaar.
THema 1 kosmografie: structuur van heelal en zonnestelsel 5

6
3.1
3.2
3.4a
3.4b
3 onze plaats op aarde
3.1 geografische coördinaten
Via zgn. geografische coördinaten (lengte- en breedteligging)
kunnen we de positie van een object op aarde vastleggen.
Om de sterrenhemel te observeren, is het van groot
belang de juiste geografische coördinaten te kennen.
Computerprogramma’s die de sterrenhemel weergeven zoals
in een planetarium gaan uit van een gekozen plaats ergens
op aarde.
3.2 De poolshoogte bepaalt de
breedteligging
Vermits de Poolster de ster is die zich in het verlengde van
de aardas bevindt, is de hoogte van de Poolster boven de
horizon gelijk aan de geografische breedte. De horizon kun je
voorstellen als het raakvlak rakend aan je standpunt op de
wereldbol. Van op dit standpunt zie je de Poolster (zeer ver
weg – dus in de richting evenwijdig met de aardas). Uit de
meetkunde (overstaande hoeken zijn gelijk) leid je af dat de
poolshoogte gelijk is aan de geografische breedte. In de
scheepvaart werd dit principe gebruikt om de breedteligging
te bepalen.
3.3 Tijdmeting voor lengteligging
Vermits de aarde 360° draait in 24 uur, wordt 1° lengteverschil
gemaakt in 4’. Met twee uurwerken, één voor de lokale
tijd en één met de tijd in Greenwich (op de nulmeridiaan)
kan men uit het tijdverschil de lengteligging bepalen:
Greenwichtijd – plaatselijke tijd =– L = oosterlengte (+L = westerlengte)
4
Bv. Als het in Brussel 8.17 uur is, dan is het in Greenwich
8 uur of (8 – 8.17)/4 = – 4,25 of 4°15’ oosterlengte =
meridiaan van Brussel.
3.4 Hedendaagse plaatsbepaling
De hedendaagse plaatsbepaling gebeurt met gpsontvangers
(global positioning system).
Daarvoor zijn 24 satellieten in een baan om de
aarde gebracht. Wanneer de ontvanger contact
heeft met vier satellieten, worden drie coördinaten
doorgegeven: breedteligging, lengteligging
en hoogteligging. Dit steunt op het snijden
van denkbeeldige sferen gemaakt door
het signaal dat van de satellieten vertrekt.
Twee signalen snijden elkaar in een cirkeloppervlak.
De derde sfeer (satelliet) snijdt
deze cirkel in twee punten. Het dichtste
punt bij het aardoppervlak is de positie.
De vierde satelliet maakt de plaatsbepaling
nog nauwkeuriger.

4 Plaatsbepaling aan de hemelkoepel
4.1 De horizontale coördinaten
Om in de nachtelijke hemel gemakkelijk de positie van sterren
te bepalen, kunnen we het horizontaal coördinatenstelsel
gebruiken (horizontaal omdat de horizon een referentielijn
is). De volgende hoeken worden gemeten (via gradenbogen
op een telescoop bv.):
– azimut: hoek gemeten op de horizon vanuit het zuiden
over het westen tot het snijpunt met de verticaalcirkel
door de ster
– hoogte: hoek gemeten op de verticaalcirkel van een ster,
vanaf de horizon tot de ster. De verticaalcirkel is de
denkbeeldige cirkel door het punt loodrecht boven je
hoofd (schedelpunt of zenit) en het punt loodrecht onder
je voeten, het nadir.
Deze coördinaten zijn wel tijds- (zowel naar uur als dag en
maand) en plaatsgebonden.
4.2 onze plaats in de melkweg
4.2a
4.2c
4.1
4.2b
Bij heldere nachten
(zonder lichtvervuiling)
kun je een lichtende band
zien die door de hemelkoepel
loopt, d.i. de Melkweg (zie verder
p. 10). Het beeld dat we krijgen van
de hemelkoepel verschilt van onze plaats
op aarde. Op onze breedteligging (51°N)
zien we slechts dat deel van de hemelkoepel dat
boven de horizon komt. Door de rotatie van de
aarde (zie p. 90 e.v.) verandert dat beeld met het uur
van de nacht en door de omwenteling van de aarde om de
zon met de maanden van het jaar.
Uiteraard bevinden zich ook sterren ‘onder’ de aarde of sterren
die enkel op het zuidelijk halfrond zichtbaar zijn. Vandaar
dat sterrenkundigen denkbeeldig het evenaarsvlak, de zgn. hemelevenaar,
doortrekken in de hemelsfeer om de positie van hemellichamen
te kunnen bepalen.
THema 1 kosmografie: structuur van heelal en zonnestelsel 7

I n T r o
8
2
op zoek naar orde in het heelal
WaT We WIllen bereIken ...
Je kunt • vertrekkend vanuit waarnemingen van de sterrenhemel komen tot de structuur van het heelal
• de afstanden in het heelal hanteren om het heelal te beschrijven
• het ontstaan en de structuur van het heelal samenhangend verwoorden aan de hand van een aantal astronomische begrippen
Voor een gewone sterveling lijkt de sterrenhemel
en het heelal erg chaotisch. Van astronomen
leren we evenwel dat ook daar orde
en structuur in te vinden zijn. Vandaar de
term ‘kosmos’ (Grieks voor orde, tegenover
chaos of wanorde).
1.1
kernbegrIPPen
declinatie
dopplereffect
elektromagnetisch spectrum
hemelmeridiaan
(kosmische) straling
radiotelescoop
rechte klimming
stralingsvenster
1 Signalen uit de kosmos: informatie
verwerven over aarde en ruimte
1.1 Het elektromagnetisch spectrum
Wanneer we naar de sterren kijken, zien we alleen lichtgevende stipjes. Dat licht
is een deel van de elektromagnetische straling. Alle materie zendt elektromagnetische
straling (EMS) uit (dus ook wijzelf!). Het heelal is er bijgevolg vol van.
Maar op kosmische schaal zijn de sterren de belangrijkste bronnen van die straling.
Elektromagnetische straling kan opgevat worden op twee manieren:
– als golven met een eigen golflengte en frequentie
– als fotonen; dat zijn massaloze deeltjes waarvan de energie gekoppeld is aan
de golflengte en de frequentie van de straling.
Slechts een beperkt gedeelte van de elektromagnetische straling bereikt het
aardoppervlak. De rest, vaak schadelijke straling voor het leven, wordt geabsorbeerd
door gassen in de atmosfeer. Van op aarde kunnen we daardoor alleen
zichtbaar licht, een restje infrarood en een gedeelte van de radiogolven bestuderen.
Dat zijn de twee stralingsvensters in het elektromagnetisch spectrum.

1.2.1
1.2.2
1.2.3
1.2 Telescopen
1.2.1 Waarneming in het lichtvenster: de telescoop als superoog
Bij waarneming door telescopen worden veel meer hemellichamen zichtbaar.
De belangrijkste telescopen staan op bergtoppen, zo mogelijk in droge gebieden.
Daar is het aantal gunstige waarnemingsuren per jaar het grootst wegens
geringe kans op een wolkendek. Dat ligt meestal lager. Bovendien hoeft op
die hoogte niet meer door de onderste laag van de atmosfeer gekeken te worden.
Die laag is namelijk beladen met stofdeeltjes en waterdamp en er komen
trillingen en lichtvervuiling in voor die de kwaliteit van het beeld verminderen.
In 2001 nam de ESA de Very Large Telescope in Chili in dienst. De VLT,
op 2600 m hoogte, bestaat uit vier 8,2 m telescopen en verschillende 1,8 m
telescopen.
Wegens de rotatie van de aarde is waarneming door een vaststaande telescoop
erg onpraktisch: door de schijnbare beweging van de hemellichamen
verschuiven die steeds voor het vizier en verdwijnen er spoedig uit. Die beweging
wordt echter gecompenseerd door het toestel te wentelen om een as
evenwijdig aan de aardas. Een volgmotor zorgt ervoor dat dit gebeurt met
dezelfde draaisnelheid als die van de aarde maar in tegengestelde zin.
1.2.2 De plaats van schijnbaar bewegende sterren: equatoriale coördinaten
Wie met een telescoop werkt, maakt gebruik van de zgn. equatoriale coördinaten,
die niet tijds- en plaatsgebonden zijn (zoals de horizontale coördinaten,
cf. 4.1, p. 7).
– In het verlengde van het evenaarsvlak, de zgn. hemelevenaar meet men de
rechte klimming. Dat is de boog gemeten vanaf het lentepunt (snijpunt van
de hemelevenaar met de ecliptica, de schijnbare zonnebaan tussen de sterren)
tegen de wijzers van de klok in tot het snijpunt van de hemelmeridiaan door
de ster met de hemelevenaar. (De hemelmeridiaan is een denkbeeldige cirkel
loodrecht op de hemelevenaar door de hemelnoordpool en -zuidpool.)
Anders dan voor de meeste andere lengtegraden wordt de rechte klimming
meestal uitgedrukt in tijdseenheden in plaats van in graden, zodanig
dat 360 graden overeenkomt met 24 uur rechte klimming, ofwel 15 graden
met één uur. Net als voor echte tijd is een uur (symbool: h) van rechte klimming
onderverdeeld in 60 minuten (symbool: min) en die elk weer in 60
seconden (symbool: s). Een voorbeeld van een aanduiding van rechte klimming
is 5 h 23 min 12 s: 5 uur, 23 minuten en 12 seconden.
De rechte klimming neemt toe naar het oosten, dus als we naar het zuiden
kijken naar links. De sterrenhemel draait gedurende de dag van oost
naar west. Als je dus naar het zuiden blijft kijken, dan neemt de rechte
klimming van het stuk hemel waar je naar kijkt steeds toe.
– De tweede coördinaat is de declinatie of de booglengte gemeten op de
hemelmeridiaan door een ster vanaf de hemelevenaar. Deze metingen
kun je eveneens uitvoeren op sterrenkaarten (zie p.18).
1.2.3 Waarneming in het radiovenster: radiotelescopen
Radiotelescopen zijn enorme antennes. Ze kunnen overal opgezet worden
en ontvangen uit de elektromagnetische straling vooral de korte radiogolven.
Die dringen namelijk nog door de atmosfeer (zgn. radiovenster). (Langere
radiogolven worden weerkaatst.)
Door de golflengte van de ontvangen golven te bestuderen, kan men de rotatiezin
en de beweging van de sterren waarnemen. Dat steunt op het zgn.
dopplereffect.
Het dopplereffect
Een chemisch element (aanwezig op een ster bv.) zendt straling uit in bepaalde
golflengten. Wanneer de afstand tussen element en waarnemer dezelfde
blijft, wordt straling met onveranderde golflengte waargenomen.
Indien een hemellichaam zich verwijdert van de waarnemer, worden golven met
langere golflengte waargenomen. Bij naderende elementen wordt de golflengte
korter waargenomen. De grootte van de verschuiving is een maat voor de snelheid
waarmee de afstand tussen de ster en de waarnemer verandert.
THema 1 kosmografie: structuur van heelal en zonnestelsel 9

10
1.3
2.2
2.1
1.3 Waarnemingen uit de ruimte dankzij de ruimtevaart
De NASA bracht via de Space Shuttle ontelbare meettoestellen in een baan om de aarde. De
Hubble Space Telescope maakte ongestoord beelden tot diep in het heelal. Alhoewel in 2004
nog spectaculaire beelden van de verste plaatsen in het heelal werden gefotografeerd, besloot
de Amerikaanse regering om het onderhoud van de telescoop af te bouwen. Dat zal op korte
termijn leiden tot het volledig verdwijnen van de satelliettelescoop.
2 Het resultaat: een variatie aan sterrenstelsels
2.1 Soorten
Uit de foto’s van de hubbletelescoop leiden astronomen drie hoofdtypes van sterrenstelsels af:
• elliptische sterrenstelsels
• spiraal sterrenstelsels
• balkspiraal sterrenstelsels.
Tegenwoordig gaat men ervan uit dat een elliptisch stelsel het gevolg is van kannibalisme tussen
andere stelsels.
2.2 In een sterrenstelsel komen ook veel gasnevels voor:
dat zijn de ‘geboorteplaatsen’ van sterren (gasnevel in m 16)
• Elliptische stelsels. De letter E wordt nog gevolgd door een cijfer dat de mate van afplatting
aangeeft. Een nul staat voor een vrijwel rond stelsel. De zeven staat voor sterk afgeplat.
• Spiraalstelsels. Ze worden verdeeld in gewone spiralen (S) en balkspiralen (SB), naargelang
van het punt van waaruit de spiraalarmen ontspringen: vanuit een ronde kern, dan
wel vanuit de einden van een centrale balk. De kleine letters a, b en c worden gebruikt om
de grootte van de kern aan te geven. Ze geven tevens weer of de spiraalarmen sterk opgewonden
rond de kern liggen (a), gemiddeld (b) of juist zeer los (c).
• Onregelmatige stelsels. Ze bestaan uit een vrij chaotische verzameling sterren, waarbij
geen duidelijke ellips- of spiraalstructuur zichtbaar is.
Waar we onze Melkweg moeten plaatsen is nog steeds een punt van discussie. Vroeger nam
men als vaststaand aan dat de Melkweg een normaal spiraalstelsel is. Tegenwoordig gaat men
er – na diverse nieuwe, recente waarnemingen – steeds meer van uit, dat we ons in een balkspiraalstelsel
bevinden.

3+4
WaT We WIllen bereIken ...
Je kunt • de positie van de aarde in het zonnestelsel verwoorden
• de werking van de zon beschrijven als energiecentrale van het zonnestelsel
• reflecteren over het ontstaan van het heelal met gebruik van hedendaagse theorieën
• aantonen dat het heelal in expansie is
I n T ro
1 De plaats van de aarde in het zonnestelsel
1.1 Vorming
De plaats van de aarde
in het zonnestelsel en het heelal
Toen de eerste astronauten onze aarde vanuit hun ruimtecapsule zagen, waren ze vol ontzag voor de schoonheid: ‘een eiland vol
kleuren in een enorme oceaan van duisternis’. Niet enkel voor wetenschappers, maar ook voor dichters, schilders, muzikanten en
andere kunstenaars is de kosmos een onuitputtelijke bron van inspiratie. Het heelal, het universum of de kosmos dat is …’alles wat
is, ooit geweest is en nog zal zijn’ (Carl Sagan). Het verwondert ons, we begrijpen het niet en we kijken er met ontzag naar. En toch
ontraadselt de wetenschap stap voor stap de geheimen.
1.1
Wellicht als nasleep van de dood van een grote ster begon een wolk, die vooral uit waterstof, helium en enkele zwaardere
elementen bestond, samen te trekken. Die krachten waren niet gericht naar een centraal massamiddelpunt, zodat de
wolk begon te roteren. Naarmate de draaisnelheid daarvan toenam, rekte die bolvormige wolk uit tot een dunne schijf met
een straal van 20 000 keer de afstand aarde-zon of AE (astronomische eenheid). Zo kwam ons zonnestelsel tot stand.
Binnen die schijf traden er wervelingen op waarbij kleinere deeltjes botsten en aan elkaar gingen ‘kleven’. Die groeiden samen
in steeds zwaardere massa's tot planetesimalen of voorlopers van planeten van enkele kilometers doorsnee. In de kern van
de schijf waren ondertussen door de hoge druk kernfusies van waterstofatomen
ontstaan, zodat de zon ging ‘schijnen’, eigenlijk stralen over een groep planeten die
eromheen cirkelden. De derde planeet (vanaf het centrum gerekend) was weinig
meer dan een stuk gesteente vol littekens. Het duurde nog 2,5 miljard jaar vooraleer
deze kale steen de aarde zou worden. (Zie thema 2.)
1.2
1.2 De zon, onze ster in het centrum
De zon is veruit het belangrijkste hemellichaam in het zonnestelsel. Ze bevat
99,5 pct. van alle massa in het zonnestelsel.
In de kern loopt de temperatuur op tot 15 miljoen °C en grijpen er kernfusies
plaats (proton-protoncyclus). Daarbij komt er stralingsenergie vrij. De vrijkomende
gammastralen ondergaan talloze botsingen. Hierbij verliezen de fotonen
zoveel energie dat de straling na ongeveer een miljoen jaar het zonneoppervlak
verlaat onder de vorm van zichtbaar licht. Nabij de zonnekern gebeurt
het energietransport hoofdzakelijk onder de vorm van straling, in de buitenste
lagen is de convectie dan weer efficiënter. In de fotosfeer, die wij waarnemen
als de witgele zonneschijf, heerst een temperatuur van iets minder dan
6000 °C. Soms komen ook donkere, koelere zonnevlekken voor. Net boven de
fotosfeer bevindt zich de dunne chromosfeer. Hieruit slaan enorme gasfakkels
of protuberansen. Als deze gasfakkels de zon verlaten, vormen ze een
straling van geladen deeltjes: de zonnewind. Die veroorzaakt op aarde in de
polaire gebieden het Aurora Borealis (in het noordelijk) of het Aurora Australis
(in het zuidelijk halfrond). Ten slotte wordt de zon nog omgeven door een helwitte
gloed van superhete, ijle gassen, corona genoemd.
THema 1 kosmografie: structuur van heelal en zonnestelsel 11