Op 6 mei 2012 is het weer zover. Op die dag is het Volle Maan en staat onze trouwe buur, in zijn elliptische baan rondom onze planeet, het dichtst tot de Aarde. De afstand van de Maan tot het midden van de Aarde bedraagt op 6 mei 2012 omstreeks 05u35 Belgische tijd 356 955 kilometer. De Maan zal die dag een schijnbare diameter hebben van 33'29". In sterrenkundige kringen noemen we dit verschijnsel een 'perigeum Maan' maar in de media en bij het grote publiek wordt er dan vaak gesproken van een 'supermaan' aangezien de Maan op dat moment 14% groter en 30% helderder is dan een 'normale' Volle Maan. Dit verschil kan je het best zien bij het opkomen van de Maan net boven de horizon. Eenmaal de Maan hoger aan de hemel staat, valt dit verschil nauwelijks op. Volgens sommigen zou een 'supermaan' ook allerlei krachten opwekken zoals extra getijdewerking, natuurrampen en toenemende criminaliteit maar wetenschappelijk werd dit nog nooit bewezen. Wat wel bewezen werd, is dat wanneer het bij een 'supermaan' vloed is het water enkele centimeters hoger komt dan normaal. Wetenschappers gaan er echter vanuit dat indien de Maan echt invloed zou hebben op aardbevingen, we deze dagelijks zouden moeten voelen. De iets 'grotere' Volle Maan is dus vooral interessant voor fotografen en is dus niets meer dan een 'super-hype'!

Met behulp van de APEX-telescoop hebben astronomen een sterk verband gevonden tussen de krachtigste uitbarstingen van stervorming in het vroege heelal en de zwaarste sterrenstelsels van nu. De hevige stervorming in de sterrenstelsels werd abrupt afgebroken, waardoor ze eindigden als de huidige zware – maar passieve – stelsels van ouder wordende sterren. De astronomen hebben ook de waarschijnlijke oorzaak voor het plotselinge einde van de ‘starbursts’ gevonden: de opkomst van superzware zwarte gaten. Astronomen hebben waarnemingen van de LABOCA-camera van de door ESO beheerde 12-meter Atacama Pathfinder Experiment-telescoop (APEX) (1) gecombineerd met metingen die verricht zijn met onder meer ESO’s Very Large Telescope en NASA’s Spitzer Space Telescope. Het doel was om te onderzoeken in hoeverre heldere, verre sterrenstelsels zich in groepen of clusters hebben verzameld.

Vaak worden satellieten niet meteen in hun definitieve baan om de aarde gebracht maar worden ze eerst in een overgangsbaan gebracht waarna de raketmotor(en) van deze kunstmaan het tuig later naar zijn gewenste positie of baan zal brengen. Satellieten kunnen zowel in cirkelvormige als in elliptische banen om de aarde gebracht worden en daarnaast wordt de satellietbaan ook vaak gekenmerkt door de inclinatie (de hoek met de evenaar). Wanneer een kunstmaan zich in een cirkelvormige baan om de aarde zal bevinden zal de satelliet altijd even hoog boven het aardoppervlak blijven hangen terwijl bij een elliptische baan de satelliet een dicht punt tot de aarde (het perigeum) en een ver punt tot de aarde (het apogeum) zal hebben. Satellieten die zich in een niet-geostationaire baan om de aarde bevinden bewegen zich met een bepaalde snelheid voort en dit komt doordat de hoeksnelheid van de kunstmaan groter of kleiner is dan de hoeksnelheid van de aardrotatie. Bij een cirkelvormige baan om de aarde zal de middelpuntzoekende kracht gelijk zijn aan de zwaartekracht van de aarde en bij hogere banen om de aarde zal de baansnelheid toenemen en de hoeksnelheid afnemen.

Ongeveer 40% van alle sterrenstelsels hebben een elliptische vorm (bolvormig of lensvormig) en beschikken over een zeer heldere kern. In deze elliptische sterrenstelsels bevinden zich vooral oudere sterren omdat er zich te weinig gas in bevindt voor het ontstaan van nieuwe sterren. De helderheid van deze stelsels neemt naar de rand toe meer af. Elliptische sterrenstelsels zijn eveneens de grootste uit ons heelal. Sommige hebben zelfs een diameter van 500 000 lichtjaar en zijn daarmee 100 keer zo groot als ons eigen melkwegstelsel. De reden waarom deze zo groot zijn, is omdat ze ontstaan zijn uit het samensmelten van kleinere sterrenstelsels. De meest heldere sterren in dergelijke sterrenstelsels zijn zogenaamde "rode reuzen" die 100 maal meer licht afgeven dan onze eigen ster; de zon. De sterren in een elliptisch sterrenstelsel bewegen zich ongeordend doorheen het stelsel.

Edwin Hubble (1889 – 1953) was één van de grootste astronomen ooit. Hij werd niet enkel bekend door zijn Hubble-constante maar hij was ook de man die in 1923 kon bewijzen dat vreemde spiraalnevels eigenlijk sterrenstelsels zijn. Hubble fotografeerde als eerste enkele sterrenstelsels vanop de Mount Wilson sterrenwacht in Californië. Op deze manier kon hij voor het eerst de structuur waarnemen van deze objecten. Doordat hun vorm zichtbaar werd, begon hij tal van sterrenstelsels op te delen in drie categorieën omdat bij de meeste stelsels telkens drie vormen goed zichtbaar waren. Later ontdekte Edwin Hubble ook nog dat enkele van zijn categorieën nog eens konden opgesplitst worden doordat hij sterrenstelsels had waargenomen die meer lensvormig waren of in het centrum een balk hadden.

Nevels en sterrenstelsels behoren tot de meest spectaculaire objecten uit de astronomie vanwege hun enorme afmetingen, kleuren en verschillende vormen. Bij de nevels bestaan verschillende soorten, naargelang hun vorm. De meest fascinerende zijn wellicht de planetaire nevels. Deze ringvormige objecten zijn weggeblazen resten van stervende sterren en zijn eigenlijk de kleine broertjes van supernova's. Net als bij deze supernova's ontstaan planetaire nevels door het sterven van een ster. Het enige verschil is dat de sterren die een supernova nalaten een veel gewelddadiger einde kennen dan andere sterren. Zowel supernova's als planetaire nevels hebben in het midden een kleine ster die de restant is van de oorspronkelijke ster waaruit ze is voorgekomen. Bij supernova's heet deze restant een neutronenster en bij planetaire nevels is dit een witte dwerg.

NGC5128, het beroemde elliptische sterrenstelsel in Centaurus. Hoewel het niet zichtbaar is voor ons vanuit België wil ik jullie toch niet weerhouden van wat informatie over dit stelsel.

M49 is een helder elliptisch sterrenstelsel dicht bij het centrum van het virgocluster. Het stelsel is een van de grotere van het cluster (enkel M60 en M87 zijn groter) en is van het type E4. De lengte van de lange as van M49 is 160.000 lichtjaar wat overeenkomt met 9' op Aarde. Het sterrenstelsel heeft ook een begeleider, namelijk NGC 4470. Tot nu toe werd er één supernovae zeker waargenomen, in 1969, en één vermoed. Deze laatste is de heldere ster die John Herschel had opgemerkt tijdens zijn waarnemingen.

M58 is een van de vier balkspiraalstelsels in de catalogus van Messier en lid van het virgocluster van sterrenstelsels. Tot op heden zijn er twee supernovae in M58 ontdekt, in 1988 en 1989.

De 110 Messier objecten op een rijtje. Meer informatie over elk object is terug te vinden in de artikelenreeks over de Messierobjecten in de gelijknamige categorie.