Astrofisika

in Wikipedia, die vrye ensiklopedie
Spring na: navigasie, soek
NGC 4414, ’n tipiese spiraalsterrestelsel in die sterrebeeld Berenice se Hare, is ongeveer 56 000 ligjare in deursnee en ongeveer 60 miljoen ligjare van die aarde af.

Astrofisika is die deel van sterrekunde en fisika wat die fisiese heelal bestudeer. Dit handel oor eienskappe, soos ligsterkte, digtheid, temperatuur en chemiese samestelling, van hemelliggame soos sterre en sterrestelsels. Die studie van kosmologie is die teoretiese sy van astrofisika op die grootste moontlike skaal, waar die algemene relatiwiteitsteorie van Albert Einstein ’n belangrike rol speel.

Omdat astrofisika ’n baie groot veld dek, word verskeie velde betrek soos meganika, elektromagnetisme, statistiese meganika, termodinamika, kwantummeganika, relatiwiteit en kern-, deeltjie-, atomiese, optiese en molekulêre fisika.

Afstand na ’n ander hemelliggaam[wysig]

Swaartekrag hou die planete in hul wentelbane om die son.

Kort afstande: driehoeksmeetkunde[wysig]

Die direkte berekening van afstande in die ruimte deur middel van driehoeksmeting is beperk tot 1 000 ligjare omdat die deursnee van die aarde se wentelbaan om die son die grootste afstand is wat as basis vir die driehoeksmeting gebruik kan word (die afstand van die aarde na die son is ~150 miljoen km, wat maar 8,3 ligminute is). Hiervolgens kan aan enigiets wat verder as 1 000 ligjare is op die beste ’n afstand van groter as 1 000 ligjaar vanaf die aarde toegeken word. Dit beteken ons kan met driehoeksmeting nie eens die grootte van die Melkweg bepaal nie, want die deursne daarvan word geraam op ongeveer 100 000 ligjare.

Die hoek (α in figuur aan die regterkant) wat ’n hemelligaam met die aarde se oppervlak maak, word gemeet wanneer die aarde, son en die betrokke hemelligaam ongeveer ’n hoek van 90° maak. Na ses maande, wanneer die aarde aan die ander kant van die son is, word die hoek weer gemeet. Nou word driehoeksmeting (trigonometrie) gebruik om die afstand soos volg uit te werk met tangens:

 \tan \alpha\ = \frac{ r }{ x }

 x = \frac{r}{ \tan \alpha\ }


Wanneer die hoek α 1 boogsekonde (1/3600°) is, dan is die afstand 1 parsek, wat gelyk is aan 3,26 ligjare.

Langer afstande[wysig]

Helderheid

Daar is geen direkte metode om langer afstande te bepaal nie en daarom word na die helderheid (of liggewendheid) van hemelliggame gekyk. Sterrekundiges meet die afstand na ’n sterrestelsel op dieselfde manier as waarop ons die afstand na ’n aankomende motor skat deur die helderheid van sy hoofligte waar te neem. Ons weet uit ervaring hoeveel lig ’n motor se hoofligte uitstraal, dus kan ons bepaal hoe ver die motor is.

Net so kan ons sterre wat naby genoeg is se helderheid bepaal en daarvolgens skat hoe ver sterre is waarvan die afstand nie deur direkte metodes bepaal kan word nie. Alhoewel alle sterre of stelsels se absolute helderhede nie dieselfde is nie, kan ’n mens die afstand na ver sterre volgens die Stefan-Boltzmann-vergelyking bepaal. Dit kom basies daarop neer dat hoe verder ’n voorwerp is, hoe dowwer sal dit wees. Hierdie metode kan ons help om die afstand van sterrestelsels te bepaal wat tot 300 000 000 ligjare ver is.

As ’n sterrestelsel te ver is om individuele sterre te onderskei, kan sterrekundiges supernovas gebruik op dieselfde wyse. Dit is omdat die liguitset van supernovas ’n bekende feit is (veral tipe Ia supernovas is baie gewild om te gebruik). Supernovas kan gebruik word om die afstand na sterrestelsels tot so ver as 10 miljard (1×1010) ligjare te meet.[1]

Rooiverskuiwing

Edwin Hubble het uitgevind dat die mate van rooiverskuiwing in die algemeen al hoe groter word namate die hemelliggame al hoe dowwer word.[2] Hy het in 1929 ’n verslag daaroor gepubliseer.

In fisika gebeur rooiverskuiwing wanneer lig of ander elektromagnetiese straling van ’n voorwerp wat wegbeweeg van die waarnemer, vergroot in golflengte, of verskuif na die rooi kant van die ligspektrum (rooi lig het langer golflengtes). Net so sal blouverskuiwing plaasvind wanneer voorwerpe wat lig uitstraal na die waarnemer toe beweeg (blou lig het korter golflengtes). Dit is presies hoe die Doppler-effek werk: wanneer ’n motor na ’n waarnemer beweeg, verkort die klankgolwe en word ’n hoër toonhoogte gehoor. Wanneer die motor weer wegbeweeg, word die golflengtes langer en word ’n laer toonhoogte gehoor.

Verwysings[wysig]

  1. Kyk ook Parallaks
  2. Hubble, Edwin (1929). “A relation between distance and radial velocity among extra-galactic nebulae”. Proceedings of the National Academy of Sciences 15 (3): 168–173. DOI:10.1073/pnas.15.3.168.