Spiraalvormig sterrenstelsel: verschil tussen versies
Verwijderde inhoud Toegevoegde inhoud
k taal |
|||
Regel 1:
[[
[[
Een '''spiraalvormig sterrenstelsel''' is een [[sterrenstelsel]] dat, in tegenstelling tot de [[Elliptisch sterrenstelsel|elliptische sterrenstelsels]], een [[spiraal]]structuur vertoont die bestaat uit één of meerdere ''armen'' rondom een bolvormige, centrale verdikking.
== Ontdekking en classificatie ==
Na de ontwikkeling van de [[Telescoop (optica)|telescoop]] ontdekten [[astronoom|astronomen]] diverse nevelachtige objecten aan de hemel. In de [[18e eeuw|18<sup>e</sup> eeuw]] gingen de meeste astronomen er nog van uit dat deze [[nevels en gaswolken|nevels]] sterrenstelsels waren zoals het onze, maar dat ze te ver weg stonden om de afzonderlijke [[Ster (hemellichaam)|sterren]] te kunnen zien. [[William Parsons]] ontdekte in 1845 dat een aantal van deze nevels een [[spiraal]]vormige structuur vertoonde die men niet gemakkelijk kon verklaren. Vanaf de tweede helft van de 19<sup>e</sup> eeuw dachten meer en meer astronomen echter dat de nevels deel uitmaakten van onze eigen melkweg. Toch stapelden de bewijzen zich op dat er met de spiraalnevels iets aparts aan de gang was. In het begin van de 20<sup>e</sup> eeuw telde men reeds honderdduizenden spiraalnevels en [[Vesto Slipher]] ontdekte dat een aantal van hen zich met zeer grote snelheid van ons verwijderde.
In het begin van de 20<sup>e</sup> eeuw deed de [[Verenigde Staten|Amerikaanse]] astronoom [[Edwin Hubble]] onderzoek aan deze ''spiraalnevels'' en hij ontdekte in 1924 [[Cepheïde]] [[veranderlijke ster|veranderlijken]] in de ''nevels'' NGC 6822, [[Driehoeknevel|M33]] en de beroemde ''[[Andromedanevel]]'' (M31). Cepheïde sterren zijn van belang omdat exact het verband tussen hun lichtkracht en periode bekend is. Door de periode van de sterren te meten kon Hubble dus hun lichtkracht afleiden en vergelijken met hun zichtbare helderheid. Als resultaat hiervan kwam Hubble tot de conclusie dat deze ''nevels'' op zeer grote afstand van de [[Aarde (planeet)|Aarde]] moesten staan en evenals de [[Melkweg (sterrenstelsel)|Melkweg]] afzonderlijke ''sterreneilanden'' waren. In [[1929]] toonde Hubble eveneens aan dat het licht van deze sterrenstelsels [[roodverschuiving]] vertoonde, wat erop duidt dat zij zich van de aarde af bewegen. Hij ontdekte dat hoe verder weg het stelsel verwijderd was hoe sneller het zich van ons af bewoog. Dit bevestigde de stelling van [[Georges Lemaître]] dat de [[ruimte (astronomie)|ruimte]] uitdijt, iets wat uiteindelijk ook een consequentie bleek te zijn van de [[relativiteitstheorie]] van [[Albert Einstein]] <ref>[http://www4.ncsu.edu/unity/lockers/users/f/felder/public/kenny/papers/cosmo.html Big Bang Cosmology: Physics<!-- Botmatig gegenereerde titel -->]</ref>.
== De ''"Hubble Sequence"'' ==
[[
Hubble classificeerde de sterrenstelsels via het naar hem genoemde systeem, de ''"Hubble Sequence"''. De spiraalvormige sterrenstelsels werden in deze geclassificeerd naargelang de dichtheid van de spiraalarmen met de klasse ''Sa'' voor stelsels met zeer strak gewonden armen tot ''Sc'' voor die waarvan de armen losser gewonden waren. Ook had hij de klassen ''SBa'' tot ''SBc'' voor ''[[balkspiraalstelsel]]s'', spiraalstelsels die een centrale ''balk'' vertonen. Ook zijn er melkwegstelsels geclassificeerd als ''S0'', of spiraalstelsels met een vrijwel uniform rond uiterlijk. Zij worden wel gezien als brug tussen de elliptische en spiraalvormige melkwegstelsels.
== Kenmerken ==
Spiraalvormige sterrenstelsels bestaan uit twee goed te onderscheiden delen, te weten de centrale verdikking (''bulge'') en de spiraalarmen.
=== Het centrum van sterrenstelsels ===
In het centrum van sterrenstelsels bevindt zich een ''bulge'', een bolvormige concentratie van [[ster (hemellichaam)|
=== Spiraalarmen ===
De [[spiraalarm]]en van dit type melkwegstelsel echter bestaat voornamelijk uit zogenaamde ''Populatie I'' sterren. Deze sterren zijn jonger en metaalrijker dan de sterren in het centrum van melkwegstelsels. Zij zijn vaak jong en heet en op kleurenfoto’s zijn de spiraalarmen vaak wittig of blauw gekleurd. In sommige spiraalstelsels is er nog veel stervorming aan de gang in de armen. In deze gebieden vindt men nevels zoals de [[Orionnevel]] in ons eigen [[Melkweg (sterrenstelsel)|Melkwegstelsel]]. Ook vindt men er [[open sterrenhoop|open sterrenhopen]], jonge associaties van sterren die kosmisch gezien kort geleden gevormd zijn en die nog via [[zwaartekracht]] met elkaar verbonden zijn.
Regel 25:
{{wrapper}}
|-
||[[
|-
||[[
|}
=== Balkspiraalstelsels ===
Naast spiraalvormige sterrenstelsels onderscheidt men zogeheten [[balkspiraalstelsel]]s. Hierbij lijken de spiraalarmen vanuit een balk in het midden van het stelsel te komen.
== De Melkweg ==
De [[Melkweg (sterrenstelsel)|Melkweg]], het spiraalstelsel waarin het [[Zonnestelsel]] zich bevindt, is een voorbeeld van een balkspiraalstelsel. De balk overspant ongeveer 27.000 [[lichtjaar]], half zo lang als de balk in het stelsel NGC1300 (zie afbeelding). Het meet in zijn geheel ongeveer 100.000 [[lichtjaar]] in diameter. De [[Zon]] beschrijft een baan rond het centrum van de Melkweg, één omwenteling duurt ongeveer 220 miljoen [[jaar]]. De [[halo (astronomie)|halo]] van oudere sterren rond dit centrum meet ongeveer 65.000 lichtjaar in diameter. De massa van een doorsnee spiraalstelsel kan tot enkele honderden miljarden [[zonnemassa]]'s bedragen.
== Voorbeelden ==
Enkele voorbeelden van spiraalstelsels zijn:
Regel 47:
*NGC 1300 (Balkspiraal)
== Bronnen ==
<references/>
*[http://www.seds.org/messier/spir.html SEDS pagina over spiraalstelsels]
| |||