Compacte objecten Compacte objecten Witte Dwergen Neutronen Sterren Copernicus 19-11-2015 Arnold Kip Zwarte Gaten Enkele kenmerken: WD: M M zon D D aarde ρ 10 6 g/cm 3 (klontje = 1000 kg) Klontje = 1 Volkswagen NS: M M zon D 20 km ρ 10 15 g/cm 3 (korreltje =1000 ton) Klontje = alle Volkswagens ZG: M M zon 10 10 M zon R S ~ M NB. Eigenlijk zijn het geen sterren want er vindt in deze objecten geen kernfusie plaats. Definitie: een ster is een object waarin kernfusie plaatsvindt. Hertzsprung-Russel-Diagram Helderheid t.o.v. de Zon Temperatuur: Kleur Massa Levensduur Neutronensterren 1
Relatieve grootte van sterren Betelgeuze Levenscyclus van een ster Geboorte en dood van de Zon Fossiele Zon: planetaire nevel + WD Planetaire nevels lossen op ; WD blijven eeuwig bestaan! Ringnevel In Lyra Eskimonevel In Gemini Alle warme materie (sterren) eindigt in koude materie! En ook nog Zwarte Gaten 2
De ontsnappingssnelheid De ontsnappingssnelheid van een hemellichaam is de minimale snelheid waarmee een nietaangedreven voorwerp (kogel) vanaf dat hemellichaam zou moeten worden weggeschoten (onder ideale theoretische condities), zodat het tot in het oneindige van dat hemellichaam af blijft bewegen en niet naar het hemellichaam terugvalt. Niet-aangedreven is hierbij cruciaal: voor een raket mèt aandrijving is theoretisch geen minimale snelheid nodig. Het kanon van Newton: vallen Waarom valt een appel wel op de grond en de maan niet? Voor een cirkelbaan geldt: Voor de ontsnappingssnelheid geldt: A. Kogel lage snelheid B. Hogere snelheid C. v = 7,9 km/s cirkelbaan D. v > 7,9 km/s ellipsbaan E. v = 11,2 km/s = parabool Ontsnappingssnelheid G = 6,67.10-11 m 3 kg -1 sec -2 Universele gravitatieconstante Afleiding ontsnappingssnelheid Een andere, mathematisch equivalente, formulering is dat de ontsnappingssnelheid de snelheid is waarmee een voorwerp, van oneindig hoog vallend, op het oppervlak zou botsen. De arbeid die het voorwerp van oneindig naar het oppervlak van de Aarde met straal R verricht (potentiële energie) = de kinetische energie waarmee het voorwerp op de Aarde aankomt. E pot = E kin Hieruit volgt de ontsnappingssnelheid G = 6,67.10-11 m 3 kg -1 sec -2 Baansnelheid rond de Aarde Voor een cirkelvormige baan geldt: Baansnelheid: met G = 6,67.10-11 m 3 kg -1 sec -2 (universele gravitatieconstante) Aarde: M = 6.10 24 kg; R = 6380 km = 6,38.10 6 m Op een hoogte h = 0 is dan v = 7920 m/s = 7,9 km/s = 28.440 km/uur Voorwaarden: - Aarde exacte homogene bol - Dus ideaal centraal gravitatieveld - Geen dampkring NB. Omtreksnelheid Aarde op de evenaar is 40.000 / 24 = 1.670 km/uur = 0,46 km/s Op een hoogte h moet ingevuld worden: R = R aarde + h Baansnelheid De baansnelheid is de snelheid ten opzichte van het gravitatieveld, niet t.o.v. de Aarde Als een projectiel eenmaal los is van de Aarde speelt de fysieke Aarde geen rol meer, alleen het de wetten van Newton gelden in het gravitatieveld Polaire satelliet h = 800 km: baansnelheid 7,5 km/sec Geostationaire satelliet h 36.000 km: baansnelheid 3 km/s maar een snelheid van 0 km/sec t.o.v. de Aarde Ontsnappingssnelheid: Vesc km/s Gewicht (x.g) Planetoïde een zetje weinig Maan 2,4 0,2 Aarde 11,2 1 Zon 617 28 Witte Dwerg 6000 170.000 Neutronenster 100.000 200 miljard Zwart Gat > 300.000!! Dat kan niet, licht kan niet ontsnappen! Een Zwart Gat is een gebied waar de zwaartekracht zo sterk is dat er niets, ook het licht niet, uit kan ontsnappen. 3
Afmetingen Aarde - WD - NS Witte Dwerg: D Daarde M Mzon Neutronenster: D 20 km M Mzon NS op Copernicus Sirius in Canis Major Eigenbeweging van de Grote Beer Eigen beweging van sterren Eigenbeweging van de Ster van Barnard 10,3 bgsec/jaar Ontdekking WD (Sirius B) Friedrich Bessel (1784-1846): Eigen beweging van Sirius vertoont een golfbeweging door een zwaar object dat om de ster heen draait. Periode ca. 50 jaar WD ontdekt door Alvan Cark (1862) Thans Over 100.000 jaar 4
Banen van Sirius A en Sirius B Sirius A + B Sirius A, de helderste ster aan de hemel. Sirius B, een WD. De meest nabije WD (8,6 lj), ongeveer zo zwaar als de zon en even groot als de aarde. Foto: Hubble Space Telescope Sirius A (de Hondsster) T = 9.700 K Sirius B (het Puppie) T 30.000 K Eigenschappen Witte Dwerg Ineengestorte kern van een ster (M < 5 M zon ) die haar buitenste lagen heeft afgestoten Gedegenereerde materie: C en O in ontaarde vorm (sterk gecomprimeerd: atomen dicht tegen elkaar aan met losse elektronen). D Daarde Massa 1 Mzon Max. M = 1,44 Mzon (Chandrasekhar-limiet) *) Dichtheid 1000 kg/cm 3 Zwaardere WD heeft kleinere D dan lichte WD T > 50.000 K langzaam afnemend Zwarte Dwerg Heetste WD 200.000 K In dubbelstersysteem SN Type 1a Een suikerklontje weegt zoveel als een Volkswagen! *) Subramanyan Chandrasekhar heeft in 1932 berekend dat een WD niet zwaarder kan zijn dan 1,44 Mzon, Indien hij zwaarder wordt, stort hij in tot een Neutronen Ster. Eigenschappen van Sirius B Oppervlakte temperatuur 30.000 Kelvin Lichtsterkte = 0,00009 die van Sirius A Diameter 12.000 km Massa is echter bijna die van de zon: 0,98 maal de zon Gravitatie: 350.000 x gravitatie aarde Dichtheid twee miljoen maal die van water, massa van 1 cm 3 : 2000 kg WD: Sponsachtig materiaal Massa straal relatie van een WD Hoe zwaarder hoe kleiner Sponsachtig materiaal Mmax Massa straal relatie van een WD en NS: Volume ~ 1/Massa Hoe groter de massa, hoe kleiner de WD (slap spul)!! 5
Waarnemen van Witte Dwergen in bolvormige sterrenhoop M4 Dubbelster: WD + begeleider Veel sterren ontstaan als dubbelster, een zwaardere en een lichtere ster. De zwaardere ster leeft het kortst en wordt een WD. De WD neemt via een accretieschijf waterstof over van de andere ster (de begeleider). Als de massa van de WD groter wordt dan 1,4 Mzon, ontstaat er een type 1a supernova. Deze te gebruiken als afstandskaarsen in het heelal. Super Nova Type 1a Supernova Type 1a Supernova Type 1a Moderne inzichten: SN Type 1a kan ook ontstaan doordat 2 Witte Dwergen om elkaar heen draaien (dubbele WD) en na verloop van tijd botsen. Voor afstandsmetingen zijn SN s type 1a bruikbaar tot 10 mld. lj. Algemeen: Per eeuw ca. 2 SN s per sterrenstelsel. Per sec. veel SN s in het heelal maar de meesten zijn onzichtbaar 6
Nova Een nova is een WD in een dubbelster systeem die plotseling veel helderder wordt en daarna geleidelijk, over een periode van maanden tot vele jaren, tot zijn vroegere helderheid terugkeert. Als er veel gas op het oppervlak komt, kan er kernfusie ontstaan. De lichtsterkte kan10.000 x zo groot worden. Per jaar verschijnen er in ons hele melkwegstelsel ongeveer 70 novae. Een diamant zo groot als de Aarde Juliaanse dag: Als begindag wordt 1 januari van het jaar 4713 v.chr. vanaf 12 uur Greenwichtijd genomen Eigenschappen Neutronenster Ineengestorte kern van een ster (M = 5 10 M zon ) t.g.v. een Super Nova Gedegenereerde materie: de elektronen versmelten met de protonen N-ster bestaat vrijwel geheel uit neutronen M M zon Max. M 2,5 Mzon (Oppenheimer-Volkhoff-limiet) D 20 km Dichtheid 100.000.000.000.000 kg/cc T > 50.000 K Ontsnappingssnelheid 100.000 km/sec (= 1/3 van de lichtsnelheid) Snelle rotatie tot 1000 omw/sec Pulsar: zendt radiopulsen uit t.g.v. sterk magnetisch veld Ontdekking NS in 1967 Bestaan voorspeld in 1933 (door Baade & Zwicky) na de ontdekking van het neutron door Chadwick in 1932 Periode: 1,337 sec 1 x per siderische dag LGM-1 = Little Green Men 7
Een NS bestaat grotendeels uit neutronen Definitie Pulsar Een pulsar in de astronomie is een snel ronddraaiende neutronenster die elektromagnetische straling uitzendt in de vorm van snelle pulsen. De naam stond origineel voor pulserende radiobron (pulsating radio-source). Pulsars behoren tot dezelfde soort hemellichamen als magnetars; het belangrijkste verschil is de sterkte van het magnetisch veld. Pulsar (Vuurtorenmodel) Radiopulsars Spinnende neutronen sterren Een pulsar (= NS) draait zeer snel om zijn as; indien de bundel op de Aarde is gericht, wordt dat opgevangen als radiopulsen. pulsar 1 pulsar 2 pulsar 3 Pulsarsignaal Krab-nevel (M1 in Taurus) SN 4 juli 1054 Periodes van msec: milliseconden pulsar tot ca. 8 sec: gewone pulsar PSR J1603-7202 : (PSR: Pulsating Source of Radio) periode = 0.0148419520154668 sec toename 0.0000005 sec per mln jaar De rotatieperiode van pulsars neemt langzaam toe. Daardoor worden er geen pulsars ouder dan ongeveer 10 miljoen jaar gevonden. (NB. Atoomklok afwijking 1 sec in 3,7 mld jaar) Röntgen Optisch IR Radio Vertraagde weergave In de Krab bevindt zich een pulsar: 30 x per sec 8
Pulsars in de Melkweg Hoe kunnen NS worden waargenomen? Als geïsoleerde neutronenster *) Als pulsar Als röntgenbron: röntgendubbelster Als bijzondere ster: magnestar *) Neutronensterren hebben weliswaar een zeer hoge temperatuur maar zijn heel klein en daardoor lichtzwak en dus moeilijk waar te nemen. Er is dan thans dan ook slecht 1 NS direct waargenomen. Snelle neutronenster Simulatie Super Nova Google: Simulatie supernova Runaway star: hoge kick-snelheid t.g.v. asymmetrische Super Nova (of afkomstig van een stelsel dat door de Melkweg is opgeslokt?) 9
unieke ontdekking in 2003: tweeling Radio Pulsar: twee neutronensterren in nauwe baan A pulseperiode 23 ms baanperiode 2.4 uur licht eccentrisch met Aarde ~ in baanvlak 1.337 ± 0.005 M zon B pulseperiode 2.8 s PSR J 0737-3039 A/B HOVO2008 17-3-2008 Page 56 1.250 ± 0.005 M zon afstand 20 miljoen km neutronenster is 10 km: dus schaalmodel: twee knikkers op 225 m Stralingswet van Planck Hoe heter een lichaam, hoe korter de golflengte Verschuivingswet van Wien Neutronenster met begeleider NS met accretieschijf: Rö-straling 10
Magnestar Magnestar: NS met een extreem sterk magnetisch veld: 1000 x sterker dan dat van een gewone neutronenster. Kunnen als gevolg van explosies of botsing met een NS of ZG oorzaak zijn van gammaflitsen (gamma-ray bursts), de meest krachtige energieflitsen: > 100 x krachtiger dan een SN. Vergelijking magnetisme (Tesla): Aarde 0,00005 Permanente magneet 0,2 MRI-scanner 5 HFML Nijmegen 38 Sterkste magneet 100 (pulsmagneet) Neutronenster 100.000.000 Magnestar 100.000.000.000 High Field Magnet Laboratory Massa-Radius-Relatie WD en N-ster Voor WD: Chandrasekhar-limiet Voor NS: Oppenheimer-Volkoff-limiet Relatie Massa - Straal De max. massa van - een WD = 1,44 Mzon - een N-ster 2,5 Mzon Ook voor Neutronen-Sterren geldt: hoe hoger de massa, hoe kleiner de straal er bestaat een maximum massa (2 a 3 Mzon): daarboven kan zelfs gedegenereerde neutronendruk niet op tegen zwaartekracht ineenstorting tot zwart gat Aantallen NS in onze Melkweg > 10 7 verwacht > 10 3 als radiopulsars > 10 2 in Rö-dubbelsterren > 10 als bijzondere systemen (magnestars) > 1 als geïsoleerde neutronenster Normale materie Vrijwel alle massa van een atoom bevindt zich in de kern: Proton en neutron zijn ~ 1840 maal zwaarder dan electron Druk in centrum van WD is slechts 10 18 bar: nog veel lege ruimte! 11
Gedegenereerde of ontaarde materie Compressie door zwaartekracht In een WD is door de gravitatie vrijwel alle ruimte er uit geperst, de kernen (protonen) liggen vrijwel tegen elkaar aan; de elektronen bewegen zich daar nog tussendoor en zorgen voor de tegendruk. In een NS zijn de negatieve elektronen in de positieve protonen geperst en vormen zo neutronen. Bij een nog hogere druk ontstaat een ZG Gedegenereerde of ontaarde materie Gedegenereerde of ontaarde materie, is materie die zodanig door de zwaartekracht wordt samengeperst, dat de tegendruk van de materiedeeltjes wordt veroorzaakt door het uitsluitingsprincipe van Pauli. Dit principe houdt in dat geen twee fermionen van hetzelfde type (twee elektronen, twee protonen, twee neutronen) "vlak bij elkaar" dezelfde kwantumtoestand mogen bezetten (het "vlak bij elkaar" is te preciseren met de constante van Planck). Gedegenereerde materie treffen we aan in metallisch waterstof *), witte dwergen, de kern van reuzensterren (bijvoorbeeld de voorstadia van supernova's), neutronensterren en mogelijk ook in quarksterren. Drukbalans *) Metallisch waterstof ontstaat wanneer vloeibaar waterstof bij zeer hoge druk (meer dan 3 miljoen atmosfeer) wordt gebracht, waardoor het in een toestand kan geraken waarbij het de eigenschappen van een metaal krijgt. Komt voor in de kernen van Jupiter en Saturnus. Gamma Ray Burst Bij toeval ontdekt ca. 1965 Enorme energie: 10 47 Joule/sec Tijdsduur: 1 sec - 10 min. Oorzaak misschien: - SN van superzware ster - Botsende n-sterren Uit waarnemingen van pulsars blijkt: they are far away they are very small they are very dense they can orbit other objects they were probably born in supernova explosions they are travelling very fast through space the time between pulses is extremely regular although they are slowing down very slightly. 12
Wat zijn Zwarte Gaten? Volgens de Algemene Relativiteitstheorie is een Zwart Gat een gebied waaruit niets, zelfs licht niet, kan ontsnappen, vanwege de extreme vervorming van de ruimtetijd door een zeer compacte massa. Rond een zwart gat is er een denkbeeldig oppervlak dat als grens optreedt, de waarnemingshorizon. Een ZG heeft dus geen vast oppervlak. Geschiedenis: - 1783 John Michell en 1796 LaPlace spraken over een hemellichaam zo zwaar dat zelfs licht niet kan ontsnappen : Zwarte ster, geen ZG (het begrip ontsnappingssnelheid was bekend). Als de ontsnappingssnelheid groter is dan de lichtsnelheid, zie je niets. - 1916 Karl Schwarzschild vindt een oplossing van de AR van Einstein: ZG met alleen massa, waarnemingshorizon - 1963 Roy Kerr vindt een familie van oplossingen van de AR voor roterende ZG zonder lading: Kerr-zwart gat - 1967 John Wheeler introduceert de naam Zwart Gat en stelt: Een zwart gat heeft geen haar. D.w.z. een ZG is een eenvoudig voorwerp: de eigenschappen worden uitsluitend bepaald door de massa, de lading en het impulsmoment. - 1970 Ontdekking Cygnus X-1 (UHURU Rö-telescoop + WSRT) Zwarte Gaten bestaan uit: De waarnemingshorizon: de grens van het ZG waaruit geen enkele informatie kan komen De singulariteit: de kern waarin alle massa geconcentreerd is; dichtheid oneindig De accretieschijf: schijf van materiaal dat wordt aangetrokken door het ZG De jets: stroken materie die naar buiten worden geschoten. ZW met een begeleiderster (geel). Gas uit de begeleider valt naar het zwarte gat en vormt een accretieschijf (blauw). Een deel wordt haaks met veel energie uitgespuwd in de vorm van fonteinen ("jets") aan beide polen. Klassen van Zwarte Gaten Een ZG wordt beschreven door slechts drie parameters: massa M, elektrische lading Q en impulsmoment J. Het no-hair theorema. Zwarte gaten zijn daarmee de eenvoudigste objecten uit de natuurkunde. Er is geen ander object dat je met maar drie eigenschappen volledig kunt beschrijven! Niet roterend ZG (Schwarzschild) Waarnemingshorizon Straal is evenredig met de massa Aarde Zwart Gat Ontsnappingssnelheid is: Enkele waarden van R S - Indien de Aarde zou krimpen (dus R kleiner) met behoud van massa zou de ontsnappingssnelheid groter worden. - Indien de Aarde zodanig zou krimpen dat de ontsnappingssnelheid gelijk wordt aan de lichtsnelheid c = 300.000 km/s, is de Aarde een Zwart Gat geworden. - De straal van de Aarde is dan de Scharzschildradius van het ZG: De straal van een ZG is dus recht evenredig met de massa daarvan!! - De straal van de Aarde is dan: R S = 0,009 m = ca. 1 cm - Voor de Zon is R S = ca. 3 km...maar ook een heel kleine: micro zwarte gaten Grootste ZG: M 10 mld Mzon Rs = 30 mld km 13
Zwarte Gaten, classificatie naar massa Mini ZG; kleiner dan een proton, gedraagt zich als deeltje; verdampt zeer snel door Hawkingsstraling, nog niet waargenomen Stellair ZG: M = 1 100 M Zon ontstaat uit SN-explosie van een zware ster M > 8 M zon waargenomen in dubbelstersystemen Middelgroot ZG: ca. 1000 M Zon ; potentieel gevormd in bolvormige sterhopen misschien 2 gevonden in bolhopen Superzwaar ZG: M < 10.10 9 M Zon *) potentieel gevormd door aangroeiing in sterclusters waargenomen in centrum van sterrenstelsels *) Vanaf deze grens straalt een ZG zoveel energie uit dat het verdere toevoer van materie belet (Natarajan, Yale University) De max. massa van een ZG is dus ca.10 miljard zonsmassa s Hoe kunnen we een ZG waarnemen? ZG niet te zien, dus niet direct waar te nemen Alleen indirect: Hoe zien we Zwarte Gaten?? Dubbelster van ZG + begeleidende ster: accretieschijf geeft Rö-straling t.g.v. wrijving; 1970: Cygnus X-1, M 10 M zon *) Beweging van sterren rond ZG: in centrum Melkweg of bolhoop Gravitatielens Microlensing *) Eerste ZG in het sterrenbeeld Sygnus = Zwaan X = Röntgenstraling Bepaling middelgroot ZG in bolhoop Zwart Gat met ster 14
ZG met Rode Reus Simulatie Zwart Gat Geel: materie rond ZG Blauw + rood: jet Groen: magn. velden Bild des Tages 18-2-2010 Een Röntgenbron kan zijn: - een zwart gat - een neutronenster Verschillen: - een ZG geeft een breed Rö-spectrum: harde en zachte straling; het energiespectrum van een n-ster is smaller. - een n-ster pulseert, een ZG niet - de massa van een n-ster is max. ca. 3 M Zon Uit: Frank Verbunt: Zwarte Gaten Vele jaren lang bleef Cyg X-1 het enige objekt waarvan overtuigend beargumenteerd kon worden dat het een zwart gat is. Behalve door de afwezigheid van pulsen, onderscheidt Cyg X-1 zich ook door de energieverdeling van de röntgenfotonen. Bij de meeste röntgenbronnen hebben vrijwel alle fotonen een energie die dicht bij de gemiddelde energie ligt: als het gemiddelde bij 5 kev ligt, zendt zo'n bron bij 1 kev of bij 25 kev beduidend minder röntgenstraling uit. Cyg X-1 echter zendt op energieën van minder dan 1 kev tot meer dan 100 kev fikse hoeveelheden straling uit. We zeggen dat het spektrum van de röntgenstraling van Cyg X-1 zowel zacht is, dat is laag-energetisch, als hard, dat is hoogenergetisch. Onze Melkweg 200 miljard sterren veel stof- en gaswolken 360-graden panoramische foto van onze Melkweg Centrum Melkweg in IR Sagittarius A (Sgr A) is een radiobron in het centrum van ons melkwegstelsel. Ze staat in het sterrenbeeld Sagittarius = Boogschutter. Ster S2 raast rond SgrA* in 15 jaar Sgr A* is een supermassief ZG in het centrum van de Melkweg. Dit zwarte gat heeft een massa van zo'n 3,7 miljoen Mzon. In 2005 zijn met de Chandra X-ray telescope signalen opgevangen die waarschijnlijk afkomstig waren van materie die in het zwarte gat verdween. IR-opname van het centrum van de Melkweg met daarin Sgr A* 15
15 jaar observaties sterren rond SrgA* Centrum Melkweg 1995-2004 Beweging van sterren om ZG Relatie ZG en systeem Ster te dicht bij ZG in RX-J1242-11 Groot ZG rukt ster uiteen t.g.v. getijdekrachten Ster ZG Uitgerekte ster Ster te dicht bij ZG in RX-J1242-11 Ca. 1 % valt in het ZW, de rest wordt weggeslingerd Gasring van ster rond ZW XMM-Newton- en Chandra-telescopen http://www.kennislink.nl/publicaties/zwart-gat-neemt-hapje-ster Artistieke impressie http://science.nasa.gov/headlines/y2004/18feb_mayhem.htm 16
ZG in NGC 4261 Actief sterrenstelsel Trampoline-model: Ster, NS, ZG Gravitatielens Einstein: Licht wordt afgebogen door een zware massa Ontstaan Einsteinring 17
Einsteinring Einsteinringen The gravity of a luminous red galaxy (LRG) has gravitationally distorted the light from a much more distant blue galaxy Einsteinkruis The Einstein Cross is a gravitationally lensed quasar that sits directly behind the Huchra s Lens. Four images of the same distant quasar appear around a foreground galaxy due to strong gravitational lensing. De quasar bevindt zich op 8 mld. lj.; het lensstelsel op 400 mln. lj. Black Hole Lensing Simulatie: sterrenstelsel achter een ZG Dubbel Zwarte Gaten (HST) Ca. 33 dubbele superzware Zwarte Gaten ontdekt in verre melkwegstelsels; gevolg van samensmelting van twee stelsels. Onderlinge afstand: 3000 8000 lj. Afstand ca. 8 mld lj. Kennelijk hebben er in het jonge heelal veel versmeltingen van sterrenstelsels plaatsgevonden. 18
Indien een solitair ZG voor een ster langs trekt, zal de ster korte tijd helderder worden: microlensing Zijn Zwarte Gaten echt zwart? Quantum effecten nabij de horizon produceren Hawking Straling. Zwart Gat straalt als een Zwarte Straler met een temperatuur omgekeerd evenredig met de massa! T = C/M Straling van virtuele processen tijd Hawking Temperatuur Horizon v.h. Zwarte Gat Massa ZG Temperatuur Vermogen Verdampings -tijd 1 M Zon (2 10 30 kg) 1 M Aarde (6 10 24 kg) 6 x 10-8 K 10-28 W 6 x 10 68 yr 0.02 K 10-17 W 2 x 10 52 yr 1 kg 1.2 x 10 23 K 4 x 10 32 W 2 x 10-16 s afstand Overzicht Mall Castle Washington DC 19
Mall Castle met ZG M = M Jup Uitrekking van een astronaut bij de nadering van een ZG t.g.v. de getijdekrachten (spagettisering) Radiaal gravitatieveld Actieve sterrenstelsels Verzamelbegrip voor verschillende typen sterrenstelsels waarbij in het centrum een zeer klein gebied dat zeer veel energie vrijgeeft. Dit gebied noemt men de active galactic nucleus (of AGN). Actieve sterrenstelsels worden ook wel AGN-stelsels genoemd. In het centrum bevindt zich een zwart gat dat gas, stof en sterren uit de omgeving verslindt. Quasars (quasi-stellar radio source) Astronomisch object, dat op een ster lijkt maar een zeer hoge roodverschuiving heeft en zich dus op zeer grote afstand van miljarden lichtjaren bevindt. We zien ze zoals ze er miljarden jaren geleden, toen het heelal nog jonger was, uitzagen. Dat de straling van quasars ondanks deze enorme afstand goed waarneembaar is, betekent dat ze enorm helder moeten zijn. De absolute helderheid, een maat voor de werkelijke lichtkracht, van quasars komt overeen met de energie die tot 1000 sterrenstelsels tezamen uitstralen. Actief sterrenstelsel Hercules A HST: optisch, ziet alleen het sterrenstelsel VLA: radiotelescoop, ziet de jets en de blobs M87 Jet 5000 lj 20
De monnik en de hemel Camille Flammarion (1842 1925) Dank voor uw aandacht A.K. 21