Massa-lig-verhouding

in Wikipedia, die vrye ensiklopedie
Spring na: navigasie, soek

In astrofisika and fisiese kosmologie is die massa-lig verhouding die kwosiënt van die totale massa van 'n hemelligaam (tipies op die skaal van 'n sterrestelsel) en sy massa bereken uit sy liggewendheid of helderheid. Dit word aangedui met die simbool \Upsilon[1] of bloot M/L. Die waarde vir M/L vir die son is 1. Dus, indien daar 'n sterrestelsel bestaan met slegs sterre soortgelyk aan die son, sal die M/L verhouding van die sterrestelsel ook gelyk wees aan 1.

Klein afwykings is moontlik byvoorbeeld wanneer ‘n ster oud is, sal die ligsterkte van so ‘n ster kleiner wees, maar die massa steeds relatief hoog. Dit sal tot gevolg hê dat die M/L verhouding groter as 1 is.

Daar is egter gevind dat die massa-lig verhouding van sterrestelsels en sterreswerms almal baie groter as \Upsilon_\odot is. Tipiese massa tot lig verhoudings op kleiner skaal vir sterrestelsels wissel van 2 tot 10 \Upsilon_\odot terwyl die massa tot lig verhoudings op groter skaal vir die waarneembare heelal ongeveer 100 \Upsilon_\odot is.

Tipiese M/L verhoudings is:[2]

Tegnieke Radius van sterrestelsel (ligjare) M/L
Sigbare rotasiekurwes van spiraal sterrestelsels 30 duisend 2-5
Radio rotasiekurwes van spiraal sterrestelsels 30 duisend 5-10
Halos benodig om spiraal modelle te stabiliseer 30 duisend 4-12
Elliptiese sterrestelsels vanaf interne snelheidverstrooiing 30 duisend 5-12
Melkweg vanaf satelliet dwergsterrestelsels 30 duisend 40-70
Lokale sterrestelsel groep 30 duisend 40-80
Binêre spiraal sterrestelsels 1.5 miljoen 40-80
Klein sterrestelsel groepe van snelheidverstrooiing 1.5 miljoen 40-90
Groot groep van sterrestelsels 2-6 miljoen 400-600


Dit dui baie duidelik daarop dat daar meer werklike massa is as wat bereken word uit die ligsterkte van hierdie hemelliggame. Hierdie afwyking word tans verklaar deur donker materie wat ‘n knoeifaktor is.

Vandag word donker materie deur die hoofstroom sterrekundiges gesoek.

Skeppingsleerders soos dr Russell Humphreys en dr John Hartnett beweer egter dat hulle kosmologiese modelle (wat aanvaar dat die melkwegsterrestelsel naby aan die middel van die heelal is en dat die heelal begrensd is) nie knoeifaktore in die vorm van donker materie en donker energie nodig het nie.[3]


Verwante artikels[wysig]


Verwysings[wysig]

  1. Mihalas and McRae (1968), Galactic Astronomy (W. H. Freeman)
  2. Uit ‘’Starlight, Time and the New Physics’’, dr John Hartnett
  3. Kyk bv Ver-sterlig-jong-aarde-probleem