Astrofisika

in Wikipedia, die vrye ensiklopedie
Spring na: navigasie, soek
NGC 4414, 'n tipiese spiraalsterrestelsel in die konstellasie Coma Berenices, is ongeveer 56 000 ligjare in diameter en ongeveer 60 miljoen ligjare ver van die aarde af.

Astrofisika is die deel van sterrekunde en fisika wat die fisika van die heelal bestudeer. Dit bestudeer die fisiese 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, pas astrofisici gewoonlik meerdere vakke toe, byvoorbeeld meganika, elektromagnetisme, statistiese meganika, termodinamika, kwantum meganika, relatiwiteit, kernfisika en deeltjiefisika en atomiese, optiese en molekulêre fisika. In die praktyk behels sterrekundige navorsing 'n merkwaardige aantal fisika-verwante ondersoek.


Hoe afstand gemeet word na 'n ander hemelliggaam[wysig]

Swaartekrag hou die planete in hul wentelbane om die son.

Kort afstande: driehoeksmeetkunde[wysig]

Direkte berekening van hemelafstande deur middel van driehoeksmeting is beperk tot maar omtrent 1 000 ligjaar, omdat die aarde se wentelbaan om die son se diameter 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 ligjaar is maar op die beste ’n afstand van groter as 1 000 ligjaar vanaf die aarde toegeken word. Dit beteken ons kan met driehoeksmeting nie eers die grootte van die Melkwegsterrestelsel bepaal nie, want dit word geskat om ’n deursnee van ongeveer 100 000 ligjaar te hê.

Die hoek (α in figuur aan die regterkan) wat ‘n hemelligaam met die aarde se oppervlak maak, word gemeet wanneer die aarde, son en die betrokke hemelligaam ongeveer ‘n 90° hoek maak. Na 6 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 ligjaar.

Langer afstande[wysig]

Helderheid:

Vir langer afstande is daar geen direkte metodes om afstand te bepaal nie en word na die helderheid (of liggewendheid) van hemelobjekte gekyk. Sterrekundiges meet die afstand na 'n sterrestelsel op dieselfde manier 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.

Netso kan ons sterre wat naby genoeg is om die afstand deur direkte metodes te bepaal, se helderheid bepaal en daarvolgens skat hoe ver sterre is wat se afstand nie deur direkte metodes bepaal kan word nie. Alhoewel alle sterre nie ewe groot absolute helderhede het nie, en ook nie alle sterrestelsels nie, kan 'n mens die afstand na ver sterre volgens die Stefan–Boltzmann vergelyking bepaal. Dit kom basies daarop neer dat gemiddeld gesproke, hoe verder ’n objek 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 lig uitset 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]


Rooiverskuiwig:

Edwin Hubble het uitgevind dat die mate van rooiskuif in die algemeen al groter word soos die hemelobjekte al dowwer word.[2] Op grond van die verwagte verwantskap tussen afstand en helderheid het Hubble in 1929 ’n verslag gepubliseer waarin hy beweer het dat die mate van rooiskuif in die algemeen al groter is hoe verder die sterrestelsel is.

In fisika gebeur rooiskuif of 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 spektrum (in die ligspektrum het rooi lig langer golflengtes). Netso sal blouskuif gebeur wanneer voorwerpe wat lig uitstraal nader na die waarnemer 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.

Kyk ook[wysig]

Voetnotas[wysig]

  1. Kyk ook Parallaks (veral die engelse artikel Parallax) en Luminosity
  2. Hubble, Edwin (1929). “A relation between distance and radial velocity among extra-galactic nebulae”. PNAS 15 (3): 168–173. DOI:10.1073/pnas.15.3.168.