Traduction de anglais, États-Unis vers afrikaans · American Bible Society/BibleSearch · WebTranslateIt
Sluit die Deuterokanonieke/Apokriewe boeke by jou webblad se soekresultate in? (Aangestuur vanaf Hubble-klassifikasie)
7 Fisiese eienskappe
8 Radiobronne en kwasars
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 en kwasarsWysig
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.
Wêreldspektrum, 1982, ISBN 0908409672, volume 26, bl. 193 - 197
↑ Sparke, L. S.; Gallagher III, J. S. (2000). Galaxies in the Universe: An Introduction. Cambridge: Cambridge University Press. ISBN 0-521-59704-4 Kontroleer |isbn=-waarde: checksum (help). AS1-onderhoud: meer as een naam: authors list (link)
↑ Hupp, E.; Roy, S.; Watzke, M. (2006-08-12). "Nasa Finds Direct Proof of Dark Matter". Nasa. Besoek op 2007-04-17. AS1-onderhoud: meer as een naam: authors list (link)
↑ Plutarch (2006). The Complete Works Volume 3: Essays and Miscellanies. Hoofstuk 3: Echo Library. p. 66. ISBN 978-1-4068-3224-2. AS1-onderhoud: location (link)
'n Atlas van die heelal
Sterrestelsels — Inligting en amateurwaarnemings
Die oudste sterrestelsel wat nog gevind is
Hoeveel sterrestelsels is daar in ons heelal?
Die mooiste sterrestelsels op Astronoo.com
3-D Video (01:46) – Oor 'n miljoen sterrestelsels met miljarde sterre elk – BerkeleyLab/geanimeerde.
Ontsluit van "https://af.wikipedia.org/w/index.php?title=Sterrestelsel&oldid=2086903#Klassifikasie"
Last edited on 12 Desember 2019, at 19:43