sterrekundige struktuur van sterre, gas en stof From Wikipedia, the free encyclopedia
’n Sterrestelsel is ’n massiewe stelsel wat deur swaartekrag gebind word en bestaan uit sterre, gas, stof en ’n belangrike, dog duistere komponent wat as donkermaterie bekendstaan.[1][2] Tipiese sterrestelsels strek van dwergsterrestelsels met so min as 10 miljoen sterre[3] tot reusestelsels met tot 1 biljoen sterre.[4] Die sterre wentel om die sterrestelsel se massamiddelpunt, of gemeenskaplike swaartepunt. Sterrestelsels kan ook veelvoudige sterre (sterre wat om mekaar wentel), sterreswerms en verskeie interstellêre wolke bevat. Die Son is een van die sterre in die Melkweg: die sterrestelsel wat die Sonnestelsel en Aarde bevat.
.jpg)
’n Gemiddelde sterrestelsel bevat 100 miljard sterre en die meeste stelsels kom in groepe sterrestelsels voor, wat van slegs ’n paar tot selfs duisende stelsels kan bevat.
Sterrestelsels word reeds ’n lang tyd volgens hulle voorkoms en vorm gekategoriseer. Twee algemene vorms is ’n elliptiese en spiraalsterrestelsel. Daar is ook onreëlmatige sterrestelsels: stelsels met ongewone vorms, dikwels as gevolg van naburige stelsels se swaartekrag.
Die besef dat ons in ’n sterrestelsel woon wat een van baie is, loop hand aan hand met groot ontdekkings oor die Melkweg en ander newels.
Die Griekse filosoof Demokritos (450-370 v.C.) het voorgestel die helder baan aan die naghemel wat as die Melkweg bekend is, bestaan uit verafgeleë sterre.[5] Aristoteles (384-322 v.C.) het egter geglo die Melkweg word veroorsaak deur die "ontvonking van die vlambare uitwaseming van sommige sterre wat groot, talryk en naby mekaar was" en dat "die ontvonking in die boonste deel van die atmosfeer plaasvind".[6] Die Neoplatoniese filosoof Olympiodorus die jongere (omstreeks 495-570 n.C) was skepties oor hierdie siening en het gemeen as die Melkweg tussen die Aarde en die Maan voorkom, moet dit op verskillende tye en plekke op Aarde verskillend lyk en dat dit parallaks sal moet hê, wat dit nie het nie. Volgens hom was die Melkweg ’n hemelliggaam.[7]
Volgens Mohani Mohamed het die Arabiese sterrekundige Alhazen (965–1037) eerste probeer om die Melkweg se parallaks te meet,[8] en omdat hy vasgestel het die Melkweg het nie ’n parallaks nie het hy afgelei dit is ver van die Aarde af en nie in die atmosfeer nie.[9] Die Persiese sterrekundige al-Bīrūnī (973-1048) het voorgestel die Melkweg is ’n "versameling ontelbare fragmente soortgelyk aan newelagtige sterre".[10][11] Die Andalusiese sterrekundige Ibn Bâjjah ("Avempace", oorlede 1138) het voorgestel die Melkweg bestaan uit baie sterre wat amper aan mekaar raak en lyk of dit aaneenlopend is vanweë die uitwerking van die ligbreking van ondermaanse materiaal;[6][12] hy het sy waarneming van die konjunksie van Jupiter en Mars aangehaal as bewys daarvan dat dit gebeur wanneer twee voorwerpe naby is.[6] In die 14de eeu het die Siries gebore Ibn Qayyim voorgestel die Melkweg is ’n "menigte klein sterre wat saamgepak is in die sfeer van die vaste sterre".[13]
Werklike bewyse dat die Melkweg uit baie sterre bestaan, is in 1610 gevind toe die Italiaanse sterrekundige Galileo Galilei dit met ’n teleskoop bestudeer en ontdek het dit bestaan uit ’n groot getal dowwe sterre.[14][15] In 1750 het die Engelse sterrekundige Thomas Wright in sy An original theory or new hypothesis of the Universe korrek voorspel die sterrestelsel is ’n roterende liggaam met ’n groot getal sterre wat deur swaartekrag bymekaargehou word, nes die Sonnestelsel maar op ’n baie groter skaal. Die resultaat is ’n skyf sterre wat ’n band vorm uit ons perspektief binne die skyf.[16][17] In ’n verhandeling in 1755 het Immanuel Kant uitgebrei op Wright se idee oor die struktuur van die Melkweg.[18]
Die eerste projek om die vorm van die Melkweg en die posisie van die Son te beskryf, is in 1785 deur William Herschel onderneem toe hy die getal sterre in verskillende streke aan die naghemel getel het. Hy het ’n diagram van die sterrestelsel geteken met die Sonnestelsel naby die middel.[19]
Met die ingang van die 20ste eeu was dit algemeen aanvaar dat ons Sonnestelsel in die Melkweg geleë is, maar daar is ook geglo die Melkweg vul die hele heelal en dat ander "newels" (destyds ’n versamelnaam vir allerhande kosmiese liggame) deel van die Melkweg vorm.
Die sterrekundiges het ook "spiraalnewels" waargeneem en teen die 1920's was daar ’n vurige debat oor hierdie verskynsels: was hulle gasagtige voorwerpe of aparte "eiland-heelalle" soos die Melkweg?
Die Amerikaner Harlow Shapley (1885 – 1972) was een van die sterrekundiges wat geglo het die Melkweg beslaan die hele heelal en dat die spiraalnewels gasagtig en deel van die Melkweg was. Een van die redes wat hy aangevoer het, is dat hulle die wentelvlak van die Melkweg vermy en, indien hulle onafhanklike stelsels was, ’n mens hulle dwarsoor die hemelruim sou kon waarneem. Shapley het egter nie rekening gehou met die uitwerking van ruimtestof nie: wanneer lig deur die ruimtestof beweeg, kan dit rooier en dowwer voorkom as wat dit in werklikheid is. Sterre wat dowwer voorkom, kan foutiewelik as verder weg beskou word, terwyl stof in die wentelvlak van die Melkweg stelsels agter die vlak kon wegsteek.
Shapley en sy mede- Amerikaanse sterrekundige Heber Curtis (1872-1942) het op 26 April 1920 ’n groot debat gevoer oor die karakter van newels en sterrestelsels en die grootte van die heelal. Albei sterrekundiges het korrekte bewerings aangevoer (Shapley oor die vorm van die Melkweg, Curtis oor die grootte), maar ook inkorrekte bewerings (volgens Shapley was die spiraalvoorwerpe gasagtig, terwyl Curtis geglo het die Son is naby die middelpunt van die Melkweg).
Van 1923 tot 1926 het Edwin Hubble (1889-1953) by Mount Wilson in Kalifornië waarnemings van die heelal gemaak met behulp van die 2,5 m hoë Hooker-teleskoop, toe die grootste teleskoop op Aarde. Sy bevindings het getoon hierdie voorwerpe is gans te ver weg om deel van die Melkweg te wees en dat hulle aparte sterrestelsels buite die Melkweg is. Hubble het sy ontdekking op 1 Januarie 1925 aangekondig en die mens se siening van die heelal geheel en al omvergewerp.
Om sonder twyfel te kan weet hoe ’n sterrestelsel gevorm word, moet die vorming van een waargeneem word. In beginsel is dit nie onmoontlik nie: indien ’n persoon vandag deur ’n teleskoop na ’n sterrestelsel kyk, sien hy nie die sterrestelsel soos dit vandag is nie, maar soos dit in die verlede gelyk het omdat die lig wat die sterrestelsel uitstraal etlike jare neem om die aarde te bereik. In die geval van die Groot Magellaanse Wolk, een van die sterrestelsels wat die naaste aan die Melkweg is, sien ’n sterrekyker hoe dit 160 000 jaar gelede gelyk het. Die verste sterrestelsel wat ooit waargeneem is, is ’n stelsel in die sterreswerm Abell 2218 en ’n mens op Aarde sien dit soos dit 13 miljard jaar gelede gelyk het. Deur hierdie oudste sterrestelsels waar te neem, kan sterrekundiges bevestig hoe sterrestelsels ontwikkel, maar die vorming van een is nog nie waargeneem nie en daar bestaan ’n aantal teorieë wat dit probeer verduidelik.
Volgens die klassieke teorie word sterrestelsels gevorm deur die instorting van reusegaswolke wat uit ’n mengsel van waterstof en helium bestaan. Die wolke het reusemassas, groter as die sterrestelsels wat die resultaat van sy ineenstorting is. Indien ’n gaswolk besig is om stadig te draai met sy ineenstorting, vorm ’n elliptiese sterrestelsel, terwyl ’n vinnig draaiende wolk ’n spiraalstelsel vorm.
’n Meer onlangse teorie is in kontras met die klassieke teorie: hoewel die twee teorieë dit eens is dat sulke gaswolke bestaan, stel die tweede teorie dat hulle nie ineenstort nie maar in kleiner stukke breek en dat dit hierdie kleiner stukke is wat sterrestelsels vorm. Hierdie teorie sou die bestaan van sterreswerms en superswerms kon verduidelik.
’n Derde teorie stel dat daar kleiner gaswolke is wat ineenstort om ’n sterrestelsel of veelvoudige stelsel te vorm en dat hierdie kleiner sterrestelsels mekaar aantrek en samesmeltings tussen hulle groter sterrestelsels veroorsaak. Volgens hierdie teorie behoort daar dan meer kleiner sterrestelsels as groter sterrestelsels te wees (wat inderdaad die geval is).
Edwin Hubble het die bestaan van sterrestelsels buite die Melkweg gedemonstreer en het hulle ook gekategoriseer volgens hulle voorkoms en vorm.
Een van die algemeenste vorms is die elliptiese sterrestelsel. So ’n stelsel het ’n ovaalvorm en Hubble het ovaalstelsels ’n gradering van E0 tot E7 gegee om aan te dui hoe ellipties hulle is. ’n E0-stelsel is byna rond, terwyl E7 ’n afgeplatte elliptiese vorm het.
Elliptiese sterrestelsels bevat ou sterre en baie min gas en sluit die grootste bekende sterrestelsels in (wat tot ’n biljoen sterre kan bevat). Daar word geglo sommige elliptiese stelsels ontstaan ná botsings tussen spiraalstelsels.
Voorbeelde van elliptiese sterrestelsels:
Baie sterrestelsels heet "Messier" omdat hulle in die 18de eeu deur die Franse sterrekundige Charles Messier ontdek is, terwyl ander "NGC"-stelsels so genoem word na aanleiding van die New General Catalogue, ’n katalogus van voorwerpe in die diepruimte.
Nog ’n algemene vorm wat Hubble ontdek het, is die spiraalsterrestelsel. Hubble het gesien hierdie stelsels stem ooreen met elliptiese sterrestelsels, maar dat hulle ’n helder kern het. Hy het ook aangeteken dat baie van hierdie kerns "arms" het, wat van die middel af na buite spiraal en dus na hulle as "spiraalsterrestelsels" verwys. Die spiraalarms bestaan uit sterre en gas waaruit nuwe sterre steeds gevorm word.
Hubble het na sterrestelsels wat ’n helder kern maar geen spiraalarms het nie, as "S0" (S nul) verwys. Dié met spiraalarms is ’n klassifisering van Sa, Sb of Sc gegee: Sa-stelsels se arms was styf om die kern gespan, terwyl ’n Sb-stelsel se arms losser was en ’n Sc-stelsel se arms die losste. Later is ’n Sd-klas bygevoeg. ’n Alternatiewe klassifiseringstelsel deur A. Sandage en G. Vaucouleurs verwys na die spiraalstelse as SB-stelsels. ’n Sterrestelsel wat tussen twee van die klasse val, kan byvoorbeeld aangedui word as Sab of Sbc.
’n Ander soort spiraalsterrestelsel het ’n staaf in die middel en word as ’n SB-stelsel geklassifiseer. Ongeveer ’n derde van alle spiraalstelsels se arms spruit nie uit sy kern nie, maar van die punte van ’n reguit staaf. Die drie klasse vir staafspirale is SBa, SBb en SBc en soos met die gewone spiraalstelsels dui a op ’n stywe spiraal en c op ’n spiraal met los arms. Die staaf bestaan uit sterre, gas en stof.
Nie alle sterrestelsels pas egter in een van hierdie kategorieë nie: baie het ’n onreëlmatige vorm. Indien ’n sterrestelsel ’n onreëlmatige vorm het en tekens van spiraalarms toon, word dit as Sm geklassifiseer. Indien daar geen tekens van spiraalarms is nie, is dit klas Im. Die twee sterrestelsels wat die naaste aan die Melkweg is, is die Groot Magellaanse Wolk, ’n Sm-stelsel, en die Klein Magellaanse Wolk, ’n Im-stelsel.
.jpg)
.jpg)
Hubble se klassifiseringstelsel kan in die volgende skema saamgevat word:
Sterrestelsels is in konstante beweging: hulle wentel om hulle middelpunt (die sterre naby aan die kern beweeg vinniger as die sterre in die buitenste rand van die stelsel) en hulle beweeg voortdurend deur die ruimte. Die afstand tussen sterrestelsels word ook groter as gevolg van die uitsetting van die heelal (’n resultaat van die Oerknal). ’n Sterrestelsel wat deel is van ’n groep sterrestelsels (’n swerm), wentel ook om die massamiddelpunt van die swerm.
’n Sterrestelsel het as massamiddelpunt ’n swartkolk of ’n digte opeenhoping van sterre, of bol (sommige het ’n swartkolk binne-in ’n bol). Meer onlangse waarnemings dui daarop dat baie, moontlik die meeste, elliptiese en spiraalstelsels ’n swartkolk as massamiddelpunt het. Die Melkweg het ook ’n swartkolk in die middel, met ’n massa van 3,7 miljard sonmassas. Die tydperk wat ’n ster neem om een omwenteling te maak staan as ’n "kosmiese jaar" bekend en die lengte van so ’n jaar hang af van die grootte van die sterrestelsel en hoe ver die ster homself van die kern bevind. Ons Sonnestelsel wentel teen ’n spoed van 220 km/s en neem tussen 225 en 240 miljoen jaar (berekenings verskil) om ’n omwenteling te voltooi.[20]
Die meeste sterrestelsels bevind hulself in ’n groep stelsels, bekend as ’n sterrestelselswerm (’n kleiner swerm word ook ’n "groep" genoem). So ’n groep kan uit slegs ’n paar stelsels bestaan, maar groter swerms bevat tot duisende sterrestelsels. Hierdie sterrestelsels wentel dan ook om die swerm se massamiddelpunt.
Naas dié omwentelings beweeg sterrestelsels ook deur die ruimte en verder van mekaar af. Die spoed van ’n sterrestelsel kan slegs relatief tot ander sterrestelsels of soortgelyke voorwerpe gemeet word en hierdie voorwerpe is ook voortdurend in beweging – almal in verskillende rigtings. Die Melkweg en die Andromeda-sterrestelsels is byvoorbeeld besig om nader aan mekaar te beweeg teen ’n spoed van 130 km/s. Verder beweeg die Melkweg en die ander sterrestelsels in die Plaaslike Groep (die sterrestelselswerm waarin die Melkweg hom bevind) in die rigting van die sterrebeeld Noordelike Waterslang teen ’n spoed van 130 km/s. Die Melkweg (en die Plaaslike Groep) beweeg boonop teen 600 km/s nader aan die Groot Aantrekker, ’n gebied in die heelal met ’n uiters sterk swaartekrag ongeveer 150-250 miljoen ligjare van hier.
Hierdie konstante beweging lei dikwels tot botsings of samesmeltings; sterrekundiges glo die Melkweg sluk op die oomblik ’n dwergsterrestelsel, die Virgo-dwergsterrestelsel, in. Daar word ook voorspel dat dit eendag die Magellaanse Wolke sal insluk. Oor ongeveer 4,5 miljard jaar sal die Melkweg ook met die Andromeda-sterrestelsel bots, waarna hulle waarskynlik ’n groter elliptiese sterrestelsel sal vorm.
In 'n poging om newels van komete te onderskei, het die Franse sterrekundige Messier in 1787 'n lys van alle newelagtige voorwerpe saamgestel. Dit was die Messier-katalogus waarin voorwerpe die letter M en 'n nommer 8 gekry het. Andromeda is byvoorbeeld M 31.
William en John Herschel het 'n sistematiese soektog na newels begin en in 1888 is hul waarnemings deur Dreyer gekatalogiseer in die New general catalogue (NGC) en 2 daaropvolgende byvoegsels (IC: Index catalogue), wat altesaam 13000 voorwerpe lys. Die katalogusse het newels, sterrestelsels en bolvormige sterrehope ingesluit. Die Shapley-Ames- katalogus (1932) en die Reference catalogue of bright galaxies van G. en A. De Vaucouleurs (1964) lys egter net sterrestelsels.
In 1929 het Hubble gevind dat die spektra van sterrestelsels 'n rooiverskuiwing loon en dat die verskuiwing eweredig is aan die afstand van die sterrestelsel. Indien die rooiverskuiwing deur die dopplereffek veroorsaak word, beteken dit dat die sterrestelsels met groot snelhede van die Melkweg (en van mekaar) al wegbeweeg.
Van die verste stelsels beweeg teen 250 000 km/s (0,83 van ligsnelheid) en is 8 miljard ligjaar ver geleë. Dit beteken ook dat die sterrestelsels waargeneem word soos hulle 8 miljard jaar gelede gelyk het - lank voordat die son gevorm is. Die waarnemings van sterrestelsels verskaf waardevolle inligting oor die ontstaan en die evolusie van die heelal, asook oor die struktuur van die Melkwegstelsel.
Die spiraalstelsels het gewoonlik die grootste deursnee (die van Andromeda is 175 000 ligjaar) en die onreëlmatige stelsels die kleinste. Daar is ook dwergstelsels wat skaars 10 keer groter as die bolvormige sterrehope is. Die helderheid van 'n sterrestelsel word deur die gesamentlike helderheid van al sy sterre bepaal. Die helderste stelsels is die elliptiese reusestelsels (absolute magnitude - 22), gevolg deur die spiraalstelsels en dan die dwergstelsels (- 8). In 1957 het Morgan en Mayall ʼn spektraalklassifikasie van sterrestelsels opgestel, met tipes a, f, k en g, en oorgangstipes af, fk en kg.
Dit blyk dat hierdie klassifikasie met Hubble se tipe-klassifikasie ooreenstem. Die koel, rooi reuse (spektraaltipe K) is oorheersend in die elliptiese stelsels en die uiters warm blou superreuse (spektraaltipe A) word oorwegend in die spiraal en onreëlmatige stelsels aangetref. In 1943 het Baade ontdek dat die sterre naby die kern van Andromeda net met rooigevoelige fotografiese plate onderskei kon word en die sterre in die buitenste dele net met blougevoelige plate.
Die kern bestaan dus uit 'n ander soort ster as die in die spiraalarms. Baade het dit onderskeidelik Populasie II- en Populasie I-sterre genoem en afgelei dat die verskillende populasies ooreenkom met die verskillende stadia in sterevolusie. Populasie I - sterre is jong sterre wat saam met stol- en gaswolke in die spiraalarms van spiraalstelsels en in onreëlmatige stelsels voorkom. In die gebiede is stervorming nog aan die gang. Populasie II-sterre (baie ou sterre) word veral in die elliptiese stelsels en in die bolvormige sterrehope aangetref.
Alle sterrestelsels wentel om 'n as. Die wentelsnelheid kan uit die verskuiwing van hul spektraallyne bereken word. Sterre naby die kern wentel baie vinniger as die naby die rand. Met behulp van die wentelkurwe (die verband tussen die wentelsnelheid en die afstand na die kern) kan 'n sterrestelsel se massa bereken word. Andromeda se massa is 3 tot 6 X 1011 sonmassas. Dwergstelsels is skaars 105 of 106 sonmassas. Elliptiese stelsels daarenteen, se massas kan tot 1013 sonmassas wees.
Sterrestelsels het waarskynlik kort na die ontploffing van die "oeratoom" ontstaan. Namate die uitdyende gaswolk afgekoel het, het sterrestelsels begin kondenseer. Dit is nie bekend waarom stelsels soveel ten opsigte van vorm verskil nie.
Radiobronne in die ruimte is deur ʼn Amerikaner, Karl Jansky, in 1931 ontdek. In 1949 is 'n sterk bron, Centaurus A, ontdek en geïdentifiseer as 'n elliptiese sterrestelsel (NGC 5128) op 'n afstand van 16 miljoen ligjaar. Cygnus A (1946) is ʼn eienaardig gevormde stelsel op ʼn afstand van 550 miljoen ligjaar. Die vermoede is dat geweldige ontploffings in die kerne van die sterrestelsels vir die radiostraling verantwoordelik is. Die oorsaak van die ontploffings is nie duidelik nie.
Radiostelsels verskyn in 'n reeks katalogusse van Cambridge, soos byvoorbeeld die stelsel 3C 275, nommer 275 uit die derde Cambridge-katalogus. A.R. Sandage het in 1960 'n paar radiobronne geïdentifiseer wat nie van sterre onderskei kon word nie. Hulle was blou, steragtige voorwerpe wat baie ultravioletgolwe uitgestraal het. Die spektra het egter nie soos die van sterre gelyk nie, maar breë emissielyne met groot rooiverskuiwings getoon. In 1963 het Maarten Schmidt hulle as kwasars ("quasars": quasi-stellar radio sources) geïdentifiseer.
Volgens Hubble se Wet beteken die groot rooiverskuiwing dat die voorwerpe op ontsaglike afstande van die Melkweg geleë moet wees – van 8 tot 15 miljard ligjaar. Hulle kan dus nie sterre wees nie, maar is skynbaar sterrestelsels met deursnee wat 100 000 keer kleiner as gewone sterrestelsels is. Om op sulke groot afstande nog sigbaar te wees, moet hulle ongelooflike hoeveelhede energie uitstraal. Sommige kwasars se rooiverskuiwing is so groot (3,5) dat, indien dit deur die dopplereffek veroorsaak word, die snelheid 90 % van die van lig moet wees.
Kwasars sal dus van die verste waarneembare voorwerpe in die heelal wees. Dit beteken ook dat ons 15 miljard jaar " terugkyk" in die tyd - omtrent die tyd dat die heelal ontstaan het. Die moontlikheid bestaan egter dat die rooiverskuiwing deur sterk gravitasievelde veroorsaak word. Volgens die algemene relatiwiteitsteorie verloor lig energie en vertoon dit 'n rooiverskuiwing wanneer dit uitwaarts deur 'n uiters sterk gravitasieveld beweeg. As kwasars se rooiverskuiwings deur gravitasievelde veroorsaak word, is hulle moontlik baie nader aan die Melkwegstelsel geleë.
Seamless Wikipedia browsing. On steroids.
Every time you click a link to Wikipedia, Wiktionary or Wikiquote in your browser's search results, it will show the modern Wikiwand interface.
Wikiwand extension is a five stars, simple, with minimum permission required to keep your browsing private, safe and transparent.
