Veranderlike ster - Wikipedia
(Aangestuur vanaf Wisselster)
Die veranderlike ster Eta Carinae, wat in die Carina-newel lê.
’n Ster word as ’n veranderlike ster of wisselster geklassifiseer wanneer sy skynbare helderheid, soos van die Aarde af gesien, wisselvallig is. Soms is dit vanweë die werklike helderheid van die ster en ander kere vanweë die hoeveelheid lig wat versper word voor dit die Aarde bereik. Baie sterre, waarskynlik die meeste, het die een of ander vorm van wisseling in helderheid: die lig van ons Son wissel byvoorbeeld met sowat 0,1% oor ’n siklus van elf jaar.
Veranderlike sterre, ook net veranderlikes genoem, word as twee soorte geklassifiseer:
Intrinsieke of inherente veranderlikes, waarvan die helderheid in werklikheid wissel, byvoorbeeld omdat die ster met tussenposes uitsit en krimp;
Ekstrinsieke of uiterlike veranderlikes, waarvan die oënskynlike wisseling in helderheid veroorsaak word deur die hoeveelheid lig wat die Aarde bereik, bv. wanneer die ster ’n metgesel het wat daarom wentel en sodoende lig versper.
2 Die bespeuring van veranderlikheid
2.2 Interpretasie van waarnemings
3 Benaming van veranderlike sterre
5 Intrinsieke veranderlike sterre
5.1 Pulserende veranderlikes
5.1.1 Cepheïede en Cepheïed-agtige veranderlikes
5.1.3 Beta Cephei-veranderlikes
5.1.4 Stadig pulserende B-sterre
5.1.5 PV Telescopii-veranderlikes
5.1.6 RV Tauri-veranderlikes
5.1.7 Alpha Cygni-veranderlikes
5.1.8 Gamma Doradus-veranderlikes
5.1.9 Pulserende witdwerge
5.1.10 Sonagtige skommelings
5.2 Uitbarstende veranderlikes
5.2.2 Reuse en superreuse
5.2.4 Gamma Cassiopeiae-veranderlikes
5.2.6 RS Canum Venaticorum-veranderlikes
5.3 Kataklismiese veranderlikes
6 Ekstrinsieke veranderlikes
6.1 Roterende veranderlikes
6.1.1 Niesferiese sterre
6.2 Verduisterende dubbelsterre
6.2.2 Beta Lyrae-veranderlikes
6.2.3 W Ursae Majoris-veranderlikes
6.3 Planetêre oorgange
’n Verduisterende dubbelster, soos Algol. Onder die sterre kan die ligkurwe gesien word wat hulle vorm.
’n Antieke Egiptiese kalender van gelukkige en ongelukkige dae wat sowat 3 200 jaar gelede saamgestel is, is dalk die oudste bewaarde historiese bewys van die ontdekking van ’n veranderlike ster, die verduisterende dubbelster Algol.
Onder moderne sterrekundiges was Johannes Holwarda in 1638 die eerste wat ’n veranderlike ster geïdentifiseer het toe hy opgemerk het dat Omicron Ceti (later Mira genoem) pulseer met ’n periode van 11 maande; die ster is vantevore (in 1596) deur David Fabricius as ’n nova beskryf. Hierdie ontdekking, tesame met supernovas wat in 1572 en 1604 waargeneem is, het bewys die hemelruim is nie ewig onveranderlik soos wat Aristoteles en ander filosowe geleer het nie. Die ontdekking van veranderlike sterre het dus bygedra tot die sterrekundige omwenteling van die 16de en vroeë 17de eeu.
Die tweede veranderlike ster wat as ’n verduisterende veranderlike beskryf is, is Algol, in 1669 deur Geminiano Montanari; John Goodricke het sy veranderlikheid in 1784 korrek verklaar. Chi Cygni is in 1686 deur Gottfried Kirch geïdentifiseer en R Hydrae in 1704 deur Giovanni Maraldi. Teen 1786 was 10 veranderlike sterre bekend. John Goodricke het daarna Delta Cephei en Beta Lyrae ontdek. Die getal bekende veranderlike sterre het sedert 1850 geweldig toegeneem, veral ná 1890 toe dit moontlik geword het om veranderlike sterre deur middel van fotografie te identifiseer.
Die nuutste uitgawe van die General Catalogue of Variable Stars (2008) lys meer as 46 000 veranderlike sterre in die Melkweg, sowel as 10 000 in ander sterrestelsels en meer as 10 000 "vermoedelike" veranderlikes.
Die bespeuring van veranderlikheid[wysig | wysig bron]
Die algemeenste soort veranderlikheid behels wisselings in helderheid, maar ander soorte veranderlikheid is ook moontlik, soos veranderings in die spektrum. Deur ligkurwe-data te kombineer met waargenome spektrale veranderings kan sterrekundiges dikwels verduidelik hoekom ’n spesifieke ster veranderlik is.
Waarnemings[wysig | wysig bron]
Die ligkurwe van Delta Cephei, wat saamgestel is uit die ligwisseling van die ster.
Veranderlike sterre word gewoonlik ontleed met behulp van fotometrie en spektroskopie. Deur die wisseling in helderheid te meet kan ’n ligkurwe saamgestel word. Vir gereelde veranderlikes kan die periode van veranderlikheid en die omvang daarvan bepaal word; by baie veranderlikes kan dié eienskappe egter mettertyd verskil, selfs van een periode tot die volgende. Die helderste dele in die ligkurwe word "maksimums" genoem en die dofste dele "minimums".
Sterrekundiges kan veranderlike sterre bestudeer deur hulle visueel met ander sterre in dieselfde teleskopiese sigveld te vergelyk waarvan die magnitude bekend en konstant is. Deur die veranderlike ster se magnitude te beraam en die tyd van waarneming aan te teken, kan ’n visuele ligkurwe saamgestel word.
Van die ligkurwe kan die volgende data afgelei word:
Is die ligwisseling reëlmatig, halfreëlmatig, onreëlmatig of uniek?
Wat is die periode van die ligwisseling?
Wat is die vorm van die ligkurwe (simmetries of nie, hoekig of veranderlik)? Het elke periode een of meer minimums?
Van die spektrum kan die volgende afgelei word:
Watter soort ster is dit: wat is sy temperatuur, ligsterkteklas (dwergster, reusester, superreus) ens.?
Is dit ’n enkel- of dubbelster? (Die gesamentlike spektrum van ’n dubbelster kan elemente toon van die spektrums van albei sterre.)
Verander die spektrum mettertyd (is dit soms kouer of warmer)?
Wisselings in helderheid kan afhang van die deel van die spektrum wat waargeneem word (byvoorbeeld groot wisselings in sigbare lig, maar feitlik geen in die infrarooi).
As die golflengtes van spektraallyne verander, kan dit dui op beweging, byvoorbeeld die periodieke uitsetting of inkrimping van die ster, of sy rotasie, of ’n uitdyende gaslaag (Doppler-effek).
Sterk magneetvelde van die ster kan in die spektrum gesien word.
Abnormale emissie- of absorpsielyne kan ’n aanduiding wees van ’n warm steratmosfeer, of van gasnewels wat die ster omring.
Interpretasie van waarnemings[wysig | wysig bron]
Deur ligkurwes en spektraaldata te kombineer, kan dikwels ’n aanduiding gekry word van die veranderings wat in ’n veranderlike ster plaasvind. Bewyse van ’n pulserende ster kan byvoorbeeld gevind word in sy veranderende spektrum, aangesien sy oppervlak met tussenposes na en weg van ons beweeg, teen dieselfde frekwensie as die wisselende helderheid.
Sowat twee derdes van veranderlike sterre blyk pulserend te wees. In die 1930's het die sterrekundige Arthur Eddington bewys die wiskundige vergelykings wat die binnekant van ’n ster beskryf, kan lei tot onstabiliteit wat veroorsaak dat die ster pulseer. Die algemeenste soort onstabiliteit hou verband met skommelings in die mate van ionisasie in die buitenste konveksielae van die ster.
Veronderstel ’n ster is in die uitsettingsfase. Die buitenste lae sit uit, en dit veroorsaak dat hulle afkoel. Vanweë die afnemende temperatuur neem die mate van ionisasie ook af. Dit maak die gas meer uitsendend, en maak dit dus makliker vir die ster om sy energie uit te straal. Dit sal weer tot gevolg hê dat die ster begin krimp. Omdat die gas daardeur saamgepers word, word dit warmer en die mate van ionisasie neem weer toe. Dit maak die gas meer absorberend en straling word tydelik in die gas vasgevang. Dit verhit die gas nog meer, en dit lei daartoe dat dit weer uitsit. So word ’n siklus van uitsetting en inkrimping gehandhaaf.
Die pulserings van Cepheïede word veroorsaak deur skommelings in die ionisasie van helium (van He++ na He+ en terug na He++).
Benaming van veranderlike sterre[wysig | wysig bron]
In ’n gegewe sterrebeeld het die eerste veranderlikes wat ontdek is, voorvoegsels wat bestaan uit die letters R tot Z, gevolg deur die sterrebeeld se naam in genitief, byvoorbeeld R Andromedae. Die sterrekundige Friedrich W. Argelander het dié manier uitgedink om sterre name te gee en het die eerste veranderlike sonder ’n naam in ’n sterrebeeld die letter R vooraan gegee – dit was die eerste letter wat nie deur Bayer gebruik is nie.
Vir die volgende ontdekkings is die letters RR tot RZ, SS tot SZ ensovoorts tot by ZZ gebruik, byvoorbeeld RR Lyrae. Vir latere ontdekkings is die letters AA tot AZ, BB tot BZ ensovoorts tot QQ tot QZ gebruik (J is uitgelaat). Wanneer dié 334 kombinasies uitgeput is, word veranderlike sterre genommer in die volgorde van ontdekking – dit begin met die voorvoegsel V335.
Veranderlike sterre kan óf intrinsiek óf ekstrinsiek wees.
Intrinsieke veranderlikes is sterre waar die veranderlikheid veroorsaak word deur veranderings in die fisiese eienskappe van die sterre self. Dié kategorie kan in drie subgroepe verdeel word:
Pulserende veranderlikes is sterre waarvan die radius alternatiewelik uitsit en krimp as deel van hul natuurlike evolusie.
Uitbarstende veranderlikes is sterre wat uitbarstings, soos die massa-uitwerping van materie, op hul oppervlak ondervind.
Kataklismiese veranderlikes is sterre wat die een of ander kataklismiese of katastrofale verandering ondergaan, soos novas en supernovas.
Ekstrinsieke veranderlikes is sterre waar die ligwisseling veroorsaak word deur eksterne faktore soos rotasie of verduisterings.
Daar is twee hoofgroepe:
Roterende veranderlikes is sterre waarvan die ligwisselings veroorsaak word deur verskynsels wat met hul rotasie verband hou. Voorbeelde is sterre met uiters groot sonvlekke, wat hul helderheid beïnvloed, of sterre met ’n vinnige rotasiesnelheid wat veroorsaak dat hulle ovaalvormig is.
Verduisterende veranderlikes is dubbelsterre wat, soos van die Aarde af gesien, mekaar se lig verduister terwyl hulle om mekaar wentel.
Hierdie subgroepe word verder verdeel in spesifieke soorte veranderlike sterre wat gewoonlik genoem word na hul prototipe-ster. So word ’n sekere tipe dwerg-nova U Geminorum-veranderlikes genoem – na die eerste ster wat in dié groep erken is, U Geminorum.
Intrinsieke veranderlike sterre[wysig | wysig bron]
Pulserende veranderlikes[wysig | wysig bron]
Veranderlike sterre op die HR-diagram.
Pulserende sterre sit uit en krimp, en dit beïnvloed hul helderheid en spektrum. Hulle word gewoonlik in twee groepe verdeel: radiale veranderlikes, waar die hele ster uitsit en krimp; en nieradiaal, waar ’n deel van die ster uitsit en ’n ander deel krimp.
Na gelang van die soort pulsering en die ligging daarvan in die ster, is daar ’n natuurlike frekwensie wat die periode van die ster bepaal. Pulserende sterre het soms ’n enkele, goed gedefinieerde periode, maar soms wissel die periodes en ’n patroon moet dan vasgestel word. Sommige sterre het glad nie ’n bepaalde frekwensie nie en pulserings vind lukraak plaas (dit word stogasties genoem). Die bestudering van sterre met behulp van hul pulserings word asteroseismologie genoem.
Pulserings in ’n ster word veroorsaak deur ’n ongebalanseerde dryfkrag met ’n teenwerkende krag. In pulserende veranderlikes is die dryfkrag die inherente energie van die ster, gewoonlik vanweë kernfusie, maar soms is dit opgegaarde energie, wat altyd probeer om uitwaarts te versprei. Op sekere plekke op die Hertzsprung-Russell-diagram (regs), wat afhang van sekere kombinasies van temperature, groottes en innerlike chemie, wissel die uitwaartse vloei van energie deur straling baie na gelang van die digtheid of temperatuur van die materie wat betrokke is. Wanneer die absorpsie van ’n laag in die ster hoog is, sit dié laag uit, en wanneer die afname in temperatuur of druk veroorsaak dat die absorpsie afneem, is daar ’n teenwerkende krag – en dit veroorsaak gereelde pulse. Dit gebeur gewoonlik wanneer die ionisasievlak van die materie verander.
Vir pulse om sigbaar te wees, moet dié wisselwerking op ’n sekere diepte in die ster plaasvind. As dit te diep is, sal die pulse nie op die oppervlak sigbaar wees nie, en as dit te na aan die oppervlak is, sal daar dalk nie ’n teenwerkende krag wees om pulserings te veroorsaak nie.
Cepheïede en Cepheïed-agtige veranderlikes[wysig | wysig bron]
Cepheïede word onderverdeel in verskeie subklasse volgens hul massa, ouderdom en evolusiegeskiedenis, onder meer in klassieke, tipe II- en dwerg-Cepheïede (Delta Scuti-veranderlikes). Elke subklas het ’n vasgestelde verhouding tussen periode en absolute magnitude, sowel as tussen periode en die gemiddelde digtheid van die ster. Eersgenoemde verhouding vir Delta-Cepheïede is die eerste keer aan die begin van die 20ste eeu deur Henrietta Swan Leavitt vasgestel, en dit maak dié helder Cepheïede ’n baie belangrike instrument in die bepaling van afstande na sterrestelsels binne en buite die Plaaslike Groep. Edwin Hubble het dié metode gebruik om te bewys sogenaamde "spiraalnewels" is in werklikheid verafgeleë sterrestelsels.
Let wel: Cepheïede verwys net na sterre soos Delta Cephei; ’n heel aparte klas veranderlikes is genoem na Beta Cephei.
Klassieke Cepheïede (of Delta Cephei-veranderlikes) is populasie I-sterre (jong, helder sterre met ’n groot massa). Hulle is geelsuperreuse waarvan die pulserings met gereelde periodes plaasvind wat wissel van dae tot maande. Edward Pigott het op 10 September 1784 die veranderlike Eta Aquilae ontdek wat die eerste bekende Cepheïed-veranderlike was. Die klassieke Cepheïede is egter genoem na Delta Cephei, wat ’n paar maande later deur John Goodricke as ’n veranderlike uitgeken is.
Tipe II-Cepheïede (historiese naam W Virginis-sterre) het uiters gereelde pulse en ’n helderheidsverhouding wat baie ooreenstem met dié van Delta-Cepheïede. Hulle is aanvanklik met laasgenoemde kategorie verwar. Tipe II-Cepheïede is van populasie II, ouer sterre as die tipe I-Cepheïede. Hul metaalinhoud en helderheid is effens laer en hul massa baie laer. Hulle het ’n effens afwykende periode-helderheidsverhouding en dit is dus belangrik om in gedagte te hou watter tipe ster waargeneem word.
Hoofartikel: RR Lyrae-ster
Hierdie sterre is baie soos Cepheïede, maar is nie so helder nie en het korter periodes. Hulle is ouer as tipe I-Cepheïede en behoort tot populasie II, maar hul massa is kleiner as dié van tipe II-Cepheïede. Omdat hulle dikwels in bolswerms voorkom, word hulle soms "swerm-Cepheïede" genoem. Hulle het ook ’n goed vasgestelde periode-helderheidsverhouding en is dus ook nuttig om afstande mee te bepaal. Hierdie spektraaltipe A-sterre wissel van helderheid met sowat 0,2 tot 2 magnitude (’n verandering van 20% tot meer as 500%) oor ’n periode van ’n paar uur tot ’n dag of langer.
Delta Scuti (δ Sct)-veranderlikes is soortgelyk aan Cepheïede, maar baie flouer en hul periodes is baie korter. Hulle is voorheen "dwerg-Cepheïede" genoem. Hulle het soms baie oorvleuelende periodes, wat saam ’n baie ingewikkelde ligkurwe vorm. ’n Tipiese δ Scuti-ster het ’n omvang van 0,003 tot 0,9 magnitude ('n wisseling van 0,3% tot sowat 130%) en hul periodes is 0,01 tot 0,2 dae. Hulle is gewoonlik van spektraaltipe A0 en F5.
Hierdie sterre, van spektraaltipe A2 tot F5 en soortgelyk aan δ Scuti-veranderlikes, word hoofsaaklik in bolswerms aangetref. Hulle toon wisselings in helderheid van sowat 0,7 magnitude (sowat 100%) elke een tot twee uur.
Hierdie sterre van spektraaltipe A of soms F0, is ’n subklas van die δ Scuti-veranderlikes in die hoofreeks. Hulle het uiters vinnige wisselings in helderheid van ’n paar duisendstes van ’n magnitude, met periodes van ’n paar minute.
Langperiode-veranderlikes[wysig | wysig bron]
Die langperiode-veranderlikes is pulserende, koel reusesterre regs bo op die HR-diagram. Hulle het periodes van ’n paar weke tot ’n paar jaar en is soms onreëlmatig. Hulle is van spektraaltipe F en rooier, maar die meeste is rooi- en asimptotiese reuse, dus spektraaltipe M, S of C. Hulle is gewoonlik dieporanje of rooi.
Die volgende klasse val in dié kategorie: Mira-veranderlikes, sterre met lang, redelik reëlmatige, periodes in die omgewing van 80 tot 1 000 dae, en groot ligwisselings, van 2,5 tot 11 magnitude; halfreëlmatige veranderlikes waarvan die periodes met dié van Mira-veranderlikes ooreenstem maar met ’n laer omvang en dikwels onreëlmatighede wat dit moeilik maak om die periode te bepaal; en stadige onreëlmatige veranderlikes wat met laasgenoemde groep ooreenstem, maar periodes het wat nie bepaal kan word nie vanweë die onreëlmatigheid van die ligwisselings.
Die ster Mira, ook bekend as Omicron Ceti.
Mira-veranderlikes is asimptotiese rooireuse. Oor periodes van baie maande wissel hul helderheid met 2,5 tot 11 magnitude, tussen 6 en 30 000 keer hul oorspronklike magnitude. Mira self, ook bekend as Omicron Ceti (ο Cet), se helderheid wissel van 2de magnitude tot so flou as 10de magnitude, met ’n periode van rofweg 332 dae. Die baie groot sigbare omvang is hoofsaaklik vanweë die verskuiwing van energie-uitset tussen sigbare lig en infrarooi namate die temperatuur van die ster verander. In ’n paar gevalle toon Mira-veranderlikes oor ’n paar dekades ’n dramatiese wisseling in periodes. Dit hou waarskynlik verband met die termiese pulseringsiklus van die meeste sterre op die asimptotiese reusetak.
Hulle is rooireuse of rooisuperreuse en toon soms ’n bepaalde periode, maar het meestal minder spesifieke wisselings. ’n Bekende voorbeeld is Betelgeuse, wat wissel van sowat magnitudes 0,2 tot 1,2 (’n faktorverandering van 2,5 in helderheid). Minstens sommige van die halfreëlmatige veranderlikes is na verwant aan Mira-veranderlikes en die enigste verskille is in die harmonie van die pulserings.
Beta Cephei-veranderlikes[wysig | wysig bron]
Beta Cephei- of β Cep-veranderlikes ondergaan kortperiode-pulserings van 0,1 tot 0,6 dae met ’n omvang van 0,01 tot 0,3 magnitude (’n verandering van 1% tot 30% in helderheid). Baie sterre in dié klas het veelvuldige pulseringsperiodes. Hulle is hoofreekssterre met massas van tussen 7 en 20 sonmassas. Die prototipe van dié sterre, Beta Cephei, toon wisselings van tussen 3,16 en 3,27 in magnitude in ’n periode van 4,57 uur.
Hierdie sterre moenie verwar word met Cepheïede, wat na die ster Delta Cephei genoem is, nie.
Stadig pulserende B-sterre[wysig | wysig bron]
Stadig pulserende B-sterre (ART-sterre) is warm hoofreekssterre wat effens dowwer is as die Beta Cephei-sterre, met langer periodes en groter wisselings. Hulle was vroeër bekend as "53 Persei-veranderlikes". Hulle wissel van spektraaltipe B2 tot B9 (met ’n massa van 3 tot 9 keer dié van die Son) en pulseer met periodes van tussen ’n halwe dag tot vyf dae, hoewel die meeste sterre van dié klas veelvuldige periodes het. Hulle toon veranderlikheid in beide hul helderheid en spektraallynprofiel. Die wisselings in magnitude is gewoonlik kleiner as 0,1, en dit is dus in die meeste gevalle moeilik om die veranderlikheid met die blote oog waar te neem. Hul veranderlikheid is ook makliker om in die ultravioletspektrum te sien as in sigbare lig.
Dié sterre se pulserings is nieradiaal, wat beteken hulle wissel in vorm eerder as volume; verskillende dele van die ster sit uit en krimp tegelykertyd.
Hulle is die eerste keer in 1985 deur die sterrekundiges Christoffel Waelkens en Fredy Rufener as ’n groep uitgeken terwyl die twee sterrekundiges veranderlikheid in warm blousterre ondersoek het. Verbeterings in fotometrie het dit moontlik gemaak om klein ligwisselings makliker waar te neem, en hulle het bevind ’n groot persentasie van warm sterre was intrinsiek veranderlik. Hulle het dié sterre 53 Persei-sterre genoem, na die prototipe, 53 Persei. Teen 1993 was tien van hulle reeds ontdek, maar Waelkens was onseker of die prototipe werklik ’n lid was en het voorgestel die klas word "stadig pulserende sterre" (SPS'e) genoem. Teen 2007 was 51 SPS'e al geïdentifiseer, met nog 65 moontlike SPS'e. Ses sterre – Iota Herculis, 53 Piscium, Nu Eridani, Gamma Pegasi, HD 13745 (V354 Persei) en 53 Arietis – toon beide Beta Cephei- en SPS-veranderlikheid.
PV Telescopii-veranderlikes[wysig | wysig bron]
Sterre in dié klas is tipe Bp-superreuse met ’n periode van 0,1 tot 1 dag en ’n omvang van gemiddeld 0,1 magnitude. Hul spektra is uitsonderlik omdat hulle swak waterstoflyne het, maar ekstra sterk koolstof- en heliumlyne. In dié opsig verskil hulle dus van ander B-tipe-sterre. Die prototipe vir dié groep is HD 168476, ook bekend as PV Telescopii, wat klein maar ingewikkelde wisselings in helderheid en radiale snelheid ondergaan.
PV Telescopii-veranderlikes word in drie subgroepe verdeel volgens hul spektraaltipe: tipe I bestaan uit laat B- en A-sterre, tipe II uit O- en vroeë B-sterre en tipe III uit F- en G-sterre. Laasgenoemde groep is altyd koolstofryk en waterstof-arm, terwyl tipe I en II nie noodwendig uitermate baie koolstof bevat nie. Die pulserings van die warm tipes is vinniger as dié van die koeler sterre.
RV Tauri-veranderlikes[wysig | wysig bron]
Hulle is geelsuperreuse (eintlik post-ART-sterre met ’n lae massa wat in die heel helderste stadium van hul bestaan is). Hulle het afwisselende diep en vlak minimums. Hulle het gewoonlik ’n periode van 30 tot 100 dae en ’n omvang van 3 tot 4 magnitude. Daar kan ook langtermynwisselings oor tydperke van verskeie jare voorkom. Hulle is op hul helderste van spektraaltipe F of spektraaltipe G en op hul dofste van spektraaltipe K of spektraaltipe M. Hulle lê naby die onstabiele strook op die HR-diagram; hulle is koeler as tipe I- en helderder as tipe II-Cepheïede. Hul pulserings word deur dieselfde basiese meganisme veroorsaak wat met heliumabsorpsie verband hou, maar hulle is in ’n ander fase van hul bestaan.
Alpha Cygni-veranderlikes[wysig | wysig bron]
Deneb se plek bo in die middel van die HR-diagram.
Alpha Cygni- of α Cyg-veranderlikes is nieradiale pulserende superreuse van spektraaltipe Bep tot spektraaltipe AepIa. Hul periode wissel van verskeie dae tot weke, en die omvang van hul ligwisseling is sowat 0,1 magnitude. Die veranderings in helderheid, wat dikwels onreëlmatig voorkom, word veroorsaak deur baie skommelings met periodes wat na aan mekaar is. Die ster Deneb (Alpha Cygni), in die sterrebeeld Swaan, is die prototipe van dié klas.
Gamma Doradus-veranderlikes[wysig | wysig bron]
Gamma Doradus- of γ Dor-veranderlikes is nieradiale pulserende hoofreekssterre van spektraaltipe F tot laat A. Hul periodes is sowat ’n dag en die omvang van hul verandering gewoonlik sowat 0,1 magnitude. Dit is ’n relatief nuwe klas veranderlike sterre wat maar in die tweede helfte van die 1990's geïdentifiseer is, en besonderhede van die oorsaak van hul veranderlikheid word nog bestudeer. Die prototipe is Gamma Doradus.
Pulserende witdwerge[wysig | wysig bron]
Hierdie nieradiale pulserende sterre het kort periodes van honderde tot duisende sekondes met baie klein ligwisselings van 0,001 tot 0,2 magnitude. Bekende voorbeelde van pulserende witdwerge (of pre-witdwerge) sluit die DAV- of ZZ Ceti-sterre in, met waterstofoorheersende atmosfere en van spektraaltipe DA; DBV- of V777 Her-sterre, met heliumoorheersende atmosfere en van spektraaltipe DB; en GW Vir-sterre, met atmosfere wat deur helium, koolstof en suurstof oorheers word. GW Vir-sterre kan onderverdeel word in DOV- en PNNV-sterre.
Sonagtige skommelings[wysig | wysig bron]
Die son se ligskommelings word veroorsaak deur konveksie in sy buitenste lae.
Die son ondervind helderheidskommelings met ’n lae omvang in ’n groot aantal modusse met ’n periode van sowat 5 minute. Dié skommelings is stogasties en word veroorsaak deur konveksie in sy buitenste lae. Die term "sonagtige skommelings" word gebruik om skommelings in ander sterre te beskryf wat op dieselfde manier opgewek word en dit is een van die hoofnavorsingsvelde van asteroseismologie.
Uitbarstende veranderlikes[wysig | wysig bron]
Uitbarstende veranderlike sterre toon onreëlmatige of halfreëlmatige ligwisselings wat veroorsaak word deur materie wat die ster verloor of, in sommige gevalle, aantrek. Ondanks die naam is dit nie ploffende voorvalle nie – sulke sterre word kataklismiese veranderlikes genoem.
Protosterre[wysig | wysig bron]
Protosterre is jong voorwerpe wat nog nie die proses voltooi het om ’n ster uit ’n gasnewel te vorm nie. Die meeste protosterre toon onreëlmatige skommelings.
Hoofartikel: Herbig Ae/Be-ster
Die ligwisselings van Herbig Ae/Be-sterre met ’n groot massa (2 tot 8 sonmassas) is waarskynlik die gevolg van bolle gas en stof wat om die ster wentel. Sommige sterre het aansienlike ligskommelings, waarskynlik vanweë protoplanete en planetesimale in die gas en stof wat voor die sterre verbybeweeg.
Hulle is jong, warm voor-hoofreekssterre wat gewoonlik omring is deur newels. Hulle het onreëlmatige periodes met ’n omvang van verskeie magnitudes. ’n Bekende subtipe-Orion-veranderlikes is die T Tauri-sterre. Hul ligwisselings is vanweë vlekke op die sterre se oppervlak asook gas en stof wat om die sterre wentel.
Die woord "Orion-veranderlike" was ’n nuttige, allesomvattende term, maar word nou al hoe minder gebruik. Om historiese redes gebruik die GCVS dit steeds. Sterrekundiges onderskei egter deesdae tussen dié soort sterre met meer spesifieke name soos "klassieke T Tauri"- of "UX Orionis"-sterre na aanleiding van hul fisiese verskille.
Hulle lê in refleksienewels en toon geleidelike toenames in hul helderheid in die omgewing van 6 magnitude, gevolg deur ’n lang fase van konstante helderheid. Oor ’n kwessie van jare verdof hulle weer met sowat 2 magnitude (ses keer dowwer). V1057 Cygni het byvoorbeeld in ’n tydperk van 11 jaar met 2,5 magnitude dowwer geword (10 keer dowwer). FU Orionis-veranderlikes is van spektraaltipe A tot spektraaltipe G en is moontlik ’n evolusiefase in die bestaan van T Tauri-sterre.
Reuse en superreuse[wysig | wysig bron]
Groot sterre verloor hul materie redelik maklik. Daarom is ligwisselings vanweë uitbarstings en massaverlies redelik algemeen onder reuse en superreuse.
Helder blou veranderlikes
Die helderste sterre bekend behoort tot dié klas, wat ook S Doradus-veranderlikes genoem word. Voorbeelde is die hiperreuse η Carinae en P Cygni. Hulle verloor permanent baie massa, maar met tussenposes van jare veroorsaak inherente pulserings dat die ster sy Eddington-limiet oorskry en dan neem die massaverlies geweldig toe. Sigbare helderheid neem toe, terwyl die algemene helderheid grootliks onveranderd bly. Reuseagtige uitbarstings wat in ’n paar van dié sterre waargeneem is, laat wel die algemene helderheid toeneem – in so ’n mate dat hulle al "vals supernovas" genoem is. Dit kan egter ’n heel ander soort voorval wees.
Die geelhiperreus Rho Cassiopeiae, met ’n radius van 450 R☉ (twee van links), se grootte in vergelyking met dié van ander sterre, onder meer Betelgeuse (1 000 R☉, tweede van regs). Die Son kan nie op dié skaal gesien word nie.
’n Geelhiperreus is ’n ster met ’n groot massa en atmosfeer, van spektraaltipe laat A tot vroeë K. Hulle het aanvanklik ’n massa van tot 20-50 sonmassas gehad, maar het al tot die helfte daarvan verloor. Hulle is van die sterre met die grootste ligsterkte, met absolute magnitudes van sowat -9, maar ook van die skaarsstes – daar is net ’n hand vol bekend in die Melkweg. Hulle word soms koel hiperreuse genoem in vergelyking met O- en B-sterre, en soms warm hiperreuse in vergelyking met rooisuperreuse.
Hierdie sterre is onstabiel vanweë hul besonderse helderheid en ligging bo die onstabiele strook op die HR-diagram, en hulle toon langsame maar soms groot fotometriese en spektroskopiese veranderings vanweë hul groot massaverlies en sporadiese groter uitbarstings. Die beste bekende voorbeeld is Rho Cassiopeiae.
R Coronae Borealis-veranderlikes
Hoewel hulle as uitbarstende veranderlikes geklassifiseer word, ondergaan hierdie sterre nie ’n periodieke toename in helderheid nie. Hulle is meestal op hul helderste, maar verdof met ongereelde tussenposes met 1 tot 9 magnitude (2,5 tot 4 000 keer dowwer) voordat hulle oor maande of jare na hul gewone helderheid terugkeer. Die meeste word volgens hul helderheid as geelhiperreuse geklassifiseer, hoewel hulle eintlik post-asimptotiese reuse is. Daar is egter ook rooi- en bloureuse wat R CrB-sterre is. R Coronae Borealis is die prototipe-ster van dié klas.
Wolf-Rayet-veranderlikes[wysig | wysig bron]
Wolf-Rayetsterre is warm sterre met ’n groot massa (van meer as 20 sonmassas) wat vinnig dié massa verloor vanweë ’n sterk sterwind. Hulle toon soms ligwisselings, waarskynlik om verskillende redes soos dubbelster-wisselwerkings en bolle gas wat om die ster wentel. Hulle toon breë emissielynspektra met helium-, stikstof-, koolstof- en suurstoflyne. Wisselings in sommige sterre lyk of hulle stogasties is, terwyl ander veelvuldige periodes toon.
Gamma Cassiopeiae-veranderlikes[wysig | wysig bron]
Gamma Cassiopeiae- of γ Cas-veranderlikes is spektraaltipe B-sterre wat nie superreuse is nie en vinnig roteer. Hul ligwisselings is onreëlmatig, met ’n omvang van tot 1,5 magnitude (vier keer so helder), vanweë die uitskiet van materie by hul ewenaars wat deur die vinnige rotasie veroorsaak word.
Opvlamsterre[wysig | wysig bron]
In hoofreekssterre is groot uitbarstende ligwisselings ongewoon. Dit is net die baie dowwe opvlamsterre, ook bekend as die UV Ceti-veranderlikes, wat gereeld opvlam. Hul ligwisselings is onvoorspelbaar en dramaties: hulle word met tot 2 magnitude (ses keer) helderder in net ’n paar sekondes, en dan verdof hulle weer binne ’n halfuur of minder tot hul normale helderheid. Opvlammings kan elke paar dae plaasvind of, soos in die geval van Barnard se Ster, baie minder gereeld.
Die meeste opvlamsterre is dowwe rooidwergsterre. Verskeie nabygeleë rooidwerge is opvlamsterre, soos Barnard se Ster en Proxima Centauri. Die bekendste een is egter UV Ceti, wat in 1948 ontdek is en waarna dié klas veranderlike sterre genoem is.
RS Canum Venaticorum-veranderlikes[wysig | wysig bron]
Hulle is dubbelsterre wat na aan mekaar geleë is en baie aktiewe chromosfere het, insluitende groot sonvlekke en opvlammings, wat waarskynlik veroorsaak word deur hul nabyheid aan mekaar. Periodes wissel van dae, wat afhang van hul wentelperiode en soms ook verduisterings, tot jare vanweë veranderings in sonvlek-aktiwiteit. Hulle word verder in vyf subklasse verdeel: reëlmatige, kortperiode-, langperiode-, opvlamster- en V471 Tau-tipe-stelsels.
Kataklismiese veranderlikes[wysig | wysig bron]
Supernovas[wysig | wysig bron]
Supernovas is die mees dramatiese tipe kataklismiese veranderlikes en van die verskynsels in die heelal waarby die grootste hoeveelheid energie betrokke is. ’n Supernova kan vir ’n ruk meer energie uitstraal as ’n hele sterrestelsel en met meer as 20 magnitude verhelder (meer as honderd miljoen keer so helder). ’n Supernova word veroorsaak deur die kern van ’n ster wat ’n sekere massadigtheidslimiet (die Chandrasekhar-limiet) bereik, wat veroorsaak dat dit in ’n breukdeel van ’n sekonde inplof. Die skokgolwe veroorsaak dat die res van die ster ontplof en ’n enorme hoeveelheid energie uitstraal. Die buitelae van die ster word teen duisende kilometers per uur weggeskiet. Dié lae kan newels vorm wat planetêre newels genoem word. ’n Bekende voorbeeld is die Krap-newel, wat oorgebly het ná ’n supernova wat in 1054 in China en Noord-Amerika waargeneem is. Die kern van die ster kan ’n neutronster (gewoonlik ’n pulsar) of ’n swartkolk word.
Supernovas ontstaan gewoonlik uit die dood van ’n ster met ’n enorme massa, baie keer groter as dié van die son.
Novas[wysig | wysig bron]
Novas is ook die gevolg van ’n groot ontploffing, maar anders as met ’n supernova word ’n ster nie in die proses vernietig nie. Novas vorm in dubbelsterstelsels waarvan die een metgesel ’n witdwerg is wat die gas van die ander ster, ’n gewone ster, aantrek. Die gas bou op die oppervlak van die witdwerg op totdat dit ’n sekere limiet oorskry en ontplof. Dit kan oor tydperke van dekades of millennia plaasvind.
Novas word geklassifiseer as vinnig, stadig of baie stadig na gelang van die ligkurwe. In die onlangse geskiedenis was Nova Cygni 1975 die helderste nova, met ’n magnitude van 2.
Hulle is dieselfde as novas, maar het meer gereelde en kleiner uitbarstings. Daar is drie soorte: U Geminorum-, Z Camelopardalis- en SU Ursae Majoris-veranderlikes.
Ekstrinsieke veranderlikes[wysig | wysig bron]
Daar is twee hoofgroepe ekstrinsieke veranderlikes: roterende en verduisterende sterre.
Roterende veranderlikes[wysig | wysig bron]
Sterre met taamlike sonvlekke kan ’n aansienlike wisseling in helderheid toon namate hulle roteer en helderder gebiede van die oppervlak in die Aarde se rigting wys. Helder vlekke kom ook voor by die magnetiese pole van magnetiese sterre. Sterre met ovaal vorms kan ook verskille in helderheid ondergaan namate die dele van die oppervlak wat hulle na die waarnemer draai, van grootte verskil.
Niesferiese sterre[wysig | wysig bron]
Hulle is dubbelsterre wat na aan mekaar geleë is. Die metgeselle is ovaalvormig vanweë hul wedersydse swaartekrag. Namate die sterre roteer, verander die grootte van die oppervlak wat na die Aarde wys en dit beïnvloed weer die helderheid wat die waarnemer sien.
Stervlekke[wysig | wysig bron]
Die oppervlak van ’n ster is nie oral ewe helder nie; dit het donkerder en helderder gebiede (bekend as son- of stervlekke). Die ster se chromosfeer kan ook verskille in helderheid toon. Namate die ster roteer, sien ons ligwisselings van ’n paar tiendes van ’n magnitude.
FK Comae Berenices-veranderlikes
Dié sterre roteer uiters vinnig (~100 km/s by die ewenaar); dus is hulle ovaalvormig. Hulle is (oënskynlik) alleenstaande reusesterre van spektraaltipe G en spektraaltipe K, en toon sterk chromosferiese emissielyne. Voorbeelde is FK Com, HD 199178 en UZ Lib. ’n Moontlike verduidelik vir die vinnige rotasie van FK Comae-sterre is dat hulle dubbelsterre is wat saamgesmelt het.
Die sterre in dié klas is van spektraaltipe K of spektraaltipe M en ligwisselings is minder as 0,5 magnitude (70%).
Magneetvelde[wysig | wysig bron]
Alpha2 Canum Venaticorum-veranderlikes
Alpha2 Canum Venaticorum- of α2 CVn-veranderlikes is hoofreekssterre van spektraaltipe B8 tot A7 wat oor ’n tydperk van 0,5 tot 160 dae ligwisselings van 0,01 tot 0,1 magnitude (1% tot 10%) toon. Hulle het sterk magneetvelde en sterk spektraallyne van silikon, stronsium of chroom.
Benewens die ligskommelings is daar ook wisselings in die intensiteit en voorkoms van die spektraallyne en magneetvelde. Die periodes van hierdie wisselings is almal dieselfde en daar word geglo dit stem ooreen met die ster se rotasieperiode. Die wisselings word waarskynlik veroorsaak deur ’n ongelyke verspreiding van metale in die atmosfeer en daarom verskil die metale van plek tot plek namate die ster roteer.
Sterre in dié klas toon ligwisselings van sowat 0,1 magnitude wat veroorsaak word deur veranderings in hul magneetvelde vanweë hul hoë rotasiespoed. Hulle is gewoonlik B-tipe-hoofreekssterre met sterk magneetvelde en sterk He I- en Si III-spektraallyne.
Optiese veranderlike pulsars
’n Paar pulsars is waargeneem in sigbare lig. Hierdie neutronsterre se helderheid verander namate hulle roteer. Vanweë die vinnige rotasie is skommelings uiters vinnig, van millisekondes tot ’n paar sekondes. Die eerste en beste voorbeeld is die Krap-pulsar.
Verduisterende dubbelsterre[wysig | wysig bron]
Hoe verduisterende dubbelsterre se helderheid wissel, met die primêre en sekondêre minimums aangedui.
Een van die algemeenste redes vir ’n ekstrinsieke veranderlikheid is die teenwoordigheid van ’n metgesel-ster in ’n dubbelsterstelsel. Wanneer dit vanuit ’n sekere hoek beskou word, soos van die Aarde af, kan die sterre mekaar verduister wanneer hulle voor mekaar verbybeweeg en so ’n afname in helderheid veroorsaak. Een van die bekendste voorbeelde van verduisterende dubbelsterre is Algol, of Beta Persei (β Per).
Wanneer die sterre ook ’n spektroskopiese dubbelster is en die stelsel se parallaks bekend is, is hulle baie waardevol vir sterontledings. In die afgelope dekade het die meting van die basiese parameters van verduisterende dubbelsterre buite die Melkweg moontlik geword danksy 8-meter-teleskope. Die sterre kan dus gebruik word om die afstand na ander sterrestelsels regstreeks te meet, ’n proses wat meer akkuraat is as standaardmetodes. Onlangs is dié metode gebruik om die afstande na die Groot en Klein Magellaanse Wolk, Andromeda en die Driehoek-sterrestelsel te meet tot ’n verbeterde 5%-vlak van akkuraatheid.
Die ligkurwe van sulke sterre toon ’n lang tydperk van konstante helderheid, afgewissel deur ’n konstante periodieke verdowwing. Die verskillende groottes van die sterre in die stelsel sal die ligkurwe bepaal. As die een ster baie groter as die ander een is, sal die een verduistering algeheel wees en die ander een slegs gedeeltelik. Daar sal dus twee minimums wees van verskillende intensiteit.
Algol-veranderlikes[wysig | wysig bron]
Dié sterre ondergaan verduisterings met een of twee minimums wat afgewissel word deur periodes van byna konstante lig. Die prototipe van die klas is Algol in die sterrebeeld Perseus.
Sterre van ’n Algol-dubbelstelsel het ’n sferiese vorm en dit onderskei hulle van die Beta Lyrae- en W Ursae Majoris-veranderlikes.
Beta Lyrae-veranderlikes[wysig | wysig bron]
Beta Lyrae- of β Lyr-veranderlikes is reuse- en superreusesterre (met ’n massa van ’n paar keer dié van die Son) wat uiters na aan mekaar lê – so naby dat hul vorm verwring word deur wedersydse swaartekrag. Hulle is ovaalvormig en daar is ’n groot uitruil van materie tussen die twee sterre. Die ligkurwes van die sterre verander voortdurend, en dit maak dit amper onmoontlik om die presiese begin en einde van elke verduistering te bepaal.
W Ursae Majoris-veranderlikes[wysig | wysig bron]
Die sterre in dié klas is van spektraaltipe F, G of K en het periodes van minder as ’n dag. Die sterre lê so na aan mekaar dat hul oppervlakke in kontak met mekaar is. Hulle word daarom kontakdubbelsterre genoem. ’n Groot hoeveelheid massa word deur ’n verbindingsbrug tussen hulle uitgeruil.
Planetêre oorgange[wysig | wysig bron]
Sterre met eksoplanete kan ook wisselings in helderheid toon as die planete tussen hulle en die Aarde verbybeweeg. Dié wisselings is baie kleiner as met ster-metgeselle en word net met baie noukeurige metings waargeneem. Voorbeelde is HD 209458 en GSC 02652-01324, asook al die planete en kandidaatplanete wat deur die Kepler-sending bespeur word.
↑ Solar Constant, PMOD/WRC, http://www.pmodwrc.ch/pmod.php?topic=tsi/composite/SolarConstant, besoek op 2009-04-27
↑ Porceddu, S., Jetsu, L., Lyytinen, J., Kajatkari, P., Lehtinen, J., Markkanen, T, Toivari-Viitala, J. (2008). “Evidence of Periodicity in Ancient Egyptian Calendars of Lucky and Unlucky Days”. Cambridge Archaeological Journal 18 (3): 327–339. doi:10.1017/S0959774308000395.
↑ Jetsu, L., Porceddu, S., Lyytinen, J., Kajatkari, P., Lehtinen, J., Markkanen, T, Toivari-Viitala, J. (2013). “Did the Ancient Egyptians Record the Period of the Eclipsing Binary Algol – The Raging One?”. The Astrophysical Journal 773 (1): A1 (14pp). doi:10.1088/0004-637X/773/1/1.
↑ "General Catalogue of Variable Stars: Vols I-III (the new electronic version)". Sai.msu.su. Besoek op 2013-07-01.
↑ Brown, T. M.; Gilliland, R. L. (1994). "Asteroseismology". Annual Review of Astronomy and Astrophysics 32: 37. Bibcode:1994ARA&A..32...37B. doi:10.1146/annurev.aa.32.090194.000345
↑ Cox, John P., Theory of Stellar Pulsation, Princeton, (1980)
↑ Kilkenny, Dave. "Variable Stars II – Pulsating Stars" (PDF).
↑ De Cat, P., "An Observational Overview of Pulsations in β Cep Stars and Slowly Pulsating B Stars", Radial and Nonradial Pulsations as Probes of Stellar Physics, ASP Conference Proceedings, Vol. 259. Red. Conny Aerts, Timothy R. Bedding en Jørgen Christensen-Dalsgaard. ISBN 1-58381-099-4
↑ 9,0 9,1 9,2 Otero, S. A.; Watson, C.; Wils, P. "Variable Star Type Designations in the VSX". AAVSO Website. American Association of Variable Star Observers. Besoek op 11 Mei 2014.
↑ 10,0 10,1 Waelkens, Christoffel (1993). "Slowly Pulsating B Stars". In J. M. NEMEC (Ed), Jaymie M. Matthews (red.). New Perspectives on Stellar Pulsation and Pulsating Variable Stars: IAU Colloquium 139. Cambridge University Press. pp. 180–82. ISBN 0-521-44382-2.
↑ John R. Percy (2007). Understanding Variable Stars. Cambridge University Press. pp. 137–38, 200–02. ISBN 0-521-23253-8.
↑ (1985) “Photometric variability of mid-B stars”. Astronomy & Astrophysics 152 (1): 6-14.
↑ de Cat, P. (2007). “Observational Asteroseismology of slowly pulsating B stars”. Comm. in Asteroseismology 150: 167-74.
↑ Jeffery, C. Simon (Maart 2008). “Variable Star Designations for Extreme Helium Stars”. Information Bulletin on Variable Stars 5817 (1).
↑ Walker, H. J. (Augustus 1985). “Radial velocities for the hydrogen-deficient star HD 168476, several helium-strong and helium-weak stars”. Astronomy and Astrophysics Supplement Series 61: 303–311.
↑ bl. 891, 895, Physics of white dwarf stars, D. Koester en G. Chanmugam, Reports on Progress in Physics 53 (1990), bl. 837–915.
↑ bl. 3525, White dwarfs, Gilles Fontaine and François Wesemael, in Encyclopedia of Astronomy and Astrophysics, red. Paul Murdin, Bristol en Philadelphia: Institute of Physics Publishing en Londen, New York en Tokio: Nature Publishing Group, 2001. ISBN 0-333-75088-8.
↑ § 1.1, 1.2, Mapping the Instability Domains of GW Vir Stars in the Effective Temperature-Surface Gravity Diagram, Quirion, P.-O., Fontaine, G., Brassard, P., Astrophysical Journal Supplement Series 171 (2007), bl. 219–248.
↑ § 1, Detection of non-radial g-mode pulsations in the newly discovered PG 1159 star HE 1429-1209, T. Nagel en K. Werner, Astronomy and Astrophysics 426 (2004), bl. L45–L48.
↑ (1992) “A Modelling of Circumstellar BAII Lines for the Hypergiant Rho-Cassiopeiae”. Astronomy and Astrophysics 254: 280.
↑ (2013) “Long-term Spectroscopic Monitoring of Cool Hypergiants HR 8752, IRC+10420, and 6 Cas near the Yellow Evolutionary Void”. 370 Years of Astronomy in Utrecht. Proceedings of a conference held 2–5 April 470: 167.
↑ Humphreys, Roberta M.; Davidson, Kris; Grammer, Skyler; Kneeland, Nathan; Martin, John C.; Weis, Kerstin; Burggraf, Birgitta (2013). "Luminous and Variable Stars in M31 and M33. I. The Warm Hypergiants and Post-Red Supergiant Evolution". [astro-ph.SR].
↑ Variability types, General Catalogue of Variable Stars, Sternberg Astronomical Institute, Moscow, Russia. URL besoek op 20 Augustus 2008.
↑ bl. 83–85, Variable Stars, Michel Petit, Chichester, VK: John Wiley & Sons, 1987, ISBN 0-471-90920-3.
↑ Bruton, D. "Eclipsing Binary Stars". Stephen F. Austin-staatsuniversiteit.
↑ Wilson, R.E. (1 Januarie 2008). “Eclipsing Binary Solutions in Physical Units and Direct Distance Estimation”. The Astrophysical Journal 672 (1). doi:10.1086/523634.
↑ Bonanos, Alceste Z. (2006). “Eclipsing Binaries: Tools for Calibrating the Extragalactic Distance Scale”. Proceedings of the International Astronomical Union 2. doi:10.1017/S1743921307003845.
Wikimedia Commons het meer media in die kategorie Veranderlike ster.
Sterrebeeld • Asterisme
Gewone name van sterre
Ontsluit van "https://af.wikipedia.org/w/index.php?title=Veranderlike_ster&oldid=1989062"
Die bladsy is laas op 14 Mei 2019 om 21:31 bygewerk.