An English Summary is also available. Druk hier om de postscript files te downloaden van onze anonymous ftp site.

Dit proefschrift bestaat uit twee delen. Het eerste deel behandelt een aantal theoretische, observationele en interpretatieve studies met betrekking tot de Tully-Fisher relatie. Daarbij richten we ons voornamelijk op het verkrijgen van een beter begrip van de fysische achtergrond van de Tully-Fisher relatie. In het tweede deel van dit proefschrift bestuderen we de eigenschappen van het atomaire waterstofgas (HI) in spiraalstelsels aan de hand van nieuwe waarnemingen uitgevoerd met de Westerbork Synthese Radio Telescoop (WSRT). Hieronder volgt een korte samenvatting van de resultaten.

De massa-lichtkracht verhouding en de Tully-Fisher relatie:
We onderzoeken de afhankelijkheid van de massa-lichtkracht (M/L) verhouding van spiraalstelsels als een functie van de huidige mate van stervorming en stellen vast dat sterrenstelsels met een hoge mate van stervorming een lage massa-lichtkracht verhouding hebben. Dit is vermoedelijk het gevolg van een verhoogde lichtkracht veroorzaakt door de jonge sterpopulatie. Op grond van deze waarneming concluderen we dat de waargenomen spreiding in de Tully-Fisher relatie voor het grootste deel bepaald wordt door de verschillende sterpopulaties die voor ieder sterrenstelsel weer anders zijn. Idealiter zou men dus een populatie-gecorrigeerde lichtkracht moeten gebruiken. We hebben eveneens het verband tussen de (maximum) hoeveelheid lichtende materie en de rotatiesnelheid van spiraalstelsels onderzocht. Dit verband blijkt slechts een kleine spreiding te vertonen. Hieruit komt naar voren dat de fysische achtergrond van de Tully-Fisher relatie bepaald wordt door het verband tussen de hoeveelheid lichtende materie en de rotatiesnelheid van spiraalstelsels in combinatie met een duidelijke samenhang tussen de hoeveelheid lichtende en donkere materie. Dit impliceert dat de Tully-Fisher relatie een combinatie is van twee onafhankelijke relaties: (i) het verband tussen de helderheid van een spiraalstelsel en de hoeveelheid lichtende materie, voornamelijk bepaald door de huidige en voorgaande mate van stervorming in dat spiraalstelsel, en (ii) het verband tussen de hoeveelheid lichtende materie en de rotatiesnelheid, vastgelegd tijdens het vormingsproces van spiraalstelsels. Naast een populatie-gecorrigeerde Tully-Fisher relatie kan men ook de relatie tussen de hoeveelheid lichtende materie en de helderheid en de relatie tussen lichtende materie en de rotatiesnelheid gebruiken om de afstand tot een spiraalstelsel te bepalen.

Een nadere beschouwing van de spreiding in de Tully-Fisher relatie:
Over het algemeen neemt men aan dat er geen of slechts een verwaarloosbaar kleine intrinsieke spreiding in the Tully-Fisher relatie bestaat, aangezien de totale waargenomen spreiding voornamelijk verklaard kan worden door de bekende of geschatte waarneemfouten. We tonen aan hoe en in welke mate de fouten in twee gemeten grootheden, de rotatiesnelheid en helderheid van een spiraalstelsel, gecorreleerd zijn als gevolg van de correcties voor de inclinatie of hellingshoek waaronder we de schijf van een spiraalstesel waarnemen. Aangezien de helling van de foutenellips sterk overeenkomt met de helling in de Tully-Fisher relatie is de bijdrage van de gecombineerde meetfouten aan de spreiding kleiner dan de individuele meetfouten. Vervolgens bespreken we het mogelijk compenserende effect van stofverduistering op een verhoogde lichtkracht ten gevolge van een verhoogde mate van stervorming. De compenserende effecten tussen de spreiding in leeftijd en in metalliciteit van een sterpopulatie en de hoeveelheid stof in een spiraalstelsel worden eveneens besproken. In deze context mogen we aannemen dat de algemene geldigheid van de Tully-Fisher relatie, zelfs voor extreme spiraalstelsels zoals stelsels met een zeer lage oppervlaktehelderheid of met grote hoeveelheden stof, het gevolg kan zijn van deze compensatie-effecten. Er wordt tevens uiteengezet waarom bij de door ons geselecteerde stelsels, het meten van de helderheid van een spiraalstelsel in de K-band, in vergelijking tot de helderheid in de I-band, niet leidt tot een verbeterde Tully-Fisher relatie als gevolg van de gecorreleerde meetfouten en compensatie-effecten. Al deze argumenten impliceren dat de intrinsieke spreiding in de Tully-Fisher relatie veel groter zou kunnen zijn dan men tot nu toe veronderstelde.

De fysische achtergrond van de Tully-Fisher relatie:
Uit onderzoek aan massamodellen voor HI-rotatiekrommen van spiraalstelsels concluderen we dat de interactie tussen lichtende en donkere materie zowel lokaal (hetgeen leidt tot vlakke of gladde rotatiekrommen) als globaal optreedt (hetgeen M_donker/M_licht beïnvloedt). Kennelijk leiden deze interakties tot een M_lum-V_rot relatie met een helling van 4. Hieruit concluderen we dat de fysische achtergrond voor de Tully-Fisher relatie gelegen is in de M_lum-V_rot relatie. Hoewel de helling van de M_lum-V_rot relatie redelijk goed bepaald is, ongeacht de hoeveelheid en de verdeling van de donkere materie, dient het nulpunt van de relatie nog nader bepaald te worden. Het bestaan van een lokaleTully-Fisher relatie, d.w.z. het verband tussen de lokale rotatiesnelheid op een bepaalde afstand van het centrum en de geïntegreerde helderheid binnen de corresponderende radius, ondersteunt het idee van een door de halo gereguleerde stervorming zoals gesuggereerd door Wyse & Silk. Dit waarnemingsfeit, gecombineerd met andere aanwijzingen, geeft een goede verklaring voor de geringe spreiding in de waargenomen Tully-Fisher relatie: er bestaat een fysisch verband tussen lokale en globale processen die leiden tot de vorming van spiraalstelsels zoals wij die waarnemen.

Model-rotatiekrommen van spiraalstelsels: de PCA benadering:
We analyseren de vorm van rotatiekrommen door middel van de `Principal Components Analysis' (PCA) en vinden dat de eerste component zo'n 80-90% van de waargenomen variaties in de vorm van rotatiekrommen kan verklaren. Deze eerste component correspondeert met een straalonafhankelijke schaling van de rotatiekromme. De tweede component verklaart 5-15% van de variaties in de vorm van rotatiekrommen, afhankelijk van de wijze waarop het geanalyseerde sample van stelsels is samengesteld. Deze tweede component verklaart voornamelijk de rotatiesnelheidsvariaties in de binnengebieden van stelsels en heeft een tegengesteld effect op de binnen- en buitengebieden: een stijging van de rotatiesnelheid in de binnengebieden gaat gepaard met een daling in de buitengebieden. We hebben de amplitude van de eerste en tweede component vergeleken met de fysische eigenschappen van spiraalstelsels en vastgesteld dat de eerste component duidelijk gerelateerd is aan de hoeveelheid lichtende materie in een spiraalstelsel. De tweede component is hoogstwaarschijnlijk gerelaterd aan de dichtheid van de lichtende materie. We concluderen dat de eerste twee componenten grotendeels bepalend zijn voor de waargenomen vormen van de rotatiekrommen. Aan de hand van deze twee componenten hebben we model-rotatiekrommen samengesteld. We tonen aan dat deze model-rotatiekrommen vele voordelen bieden ten opzichte van meer conventionele methoden om de vorm van rotatiekrommen te beschrijven: PCA is objectiever, beknopter en breder toepasbaar. We tonen eveneens aan dat de zogeheten `Universele Rotatiekromme' voorgesteld door Persic et al. (1995) slechts een beperkte beschrijving geeft van de vele mogelijke vormen die verspreid liggen in het vlak dat wordt opgespannen door de eerste twee PCA componenten.

Korte WSRT-waarnemingen van HI-gas in spiraalstelsels:
Met behulp van de WSRT zijn nieuwe korte HI-waarnemingen gedaan van 60 laat-type spiraalstelsels. De eigenschappen van het HI-gas worden gepresenteerd zoals de radieuml;le verdeling van de oppervlaktedichtheid en positie-snelheids diagrammen. Indien mogelijk werden de WSRT-waarnemingen vergeleken met waarnemingen gedaan met enkelvoudige telescopen. We concluderen dat er geen significante systematische verschillen bestaan tussen de meetresultaten van de WSRT en die van enkelvoudige telescopen.

Eigenschappen van het HI-gas in spiraalstelsels en onregelmatige stelsels:
We presenteren de analyse van de eigenschappen van het HI-gas in 108 spiraalstelsels, gebaseerd op de nieuwe en reeds bestaande korte WSRT-waarnemingen. De resultaten van de HI-waarnemingen zijn gebruikt voor het bestuderen van verbanden tussen de optische en HI-eigenschappen van spiraalstelsels zoals diameters, HI-gasmassa's, en gemiddelde oppervlaktedichtheden. Voor alle stelsels in onze verzameling vinden we dat de HI-diameter, gedefinieerd bij een oppervlaktedichtheid van 1 M_sun/pc^2, groter is dan de optische diameter, gedefinieerd bij een oppervlaktehelderheid van 25 mag/arcsec^2. De verhouding tussen de HI en optische diameters is onafhankelijk van morfologie en helderheid. De meest significante en fysisch betekenisvolle correlatie die we vinden voor onze verzameling van 108 stelsels is die tussen de logaritme van de HI-massa (log M_HI) en de logaritme van de HI-diameter (log D_HI) met een helling van 2. Dit betekent dat de HI-oppervlaktedichtheid, gemiddeld over de gehele HI-schijf, constant is ongeacht de morfologie of de helderheid. Het radiële verloop van de HI-oppervlaktedichtheid is bestudeerd met behulp van PCA. Het blijkt dat 82% van de variaties in de oppervlaktedichtheidsverdelingen met twee componenten verklaard kan worden. De meest prominente component is gerelateerd aan een ``schaling'' van de oppervlaktedichtheid, en de tweede component beschrijft de oppervlaktedichtheidsvariaties in de centrale gebieden van spiraalstelsels. De derde component beschrijft 8% van de variaties in de vorm van onregelmatigheden op kleinere schaal.

HI-lijnbreedtes, rotatiesnelheden en de Tully-Fisher relatie:
Voor 108 onregelmatige en spiraalstelsels (XV-verzameling) hebben we de rotatiesnelheden bepaald aan de hand van de rotatiekrommen zoals afgeleid uit de positie-snelheidsdiagrammen, gemeten met de WSRT. Voor 28 sterrenstelsels (RC-verzameling) vergelijken we de globale HI-lijnbreedtes en de rotatiesnelheden, verkregen uit kinematische fits aan tweedimensionale HI-snelheidsvelden. Het blijkt dat de veelgebruikte correctieformule (Tully & Fouqué, 1985) voor de turbulente bewegingen van het HI-gas niet bijzonder toepasbaar is. We tonen aan dat de rotatiesnelheden, afgeleid uit de HI-lijnbreedtes (gecorrigeerd voor turbulente bewegingen en inclinatie), in statistische zin gelijk zijn aan de rotatiesnelheden bepaald aan de hand van de rotatiekrommen; in individuele gevallen kunnen de verschillen echter aanzienlijk zijn. Voor beide verzamelingen bestuderen we hoe de helling en de spreiding in de Tully-Fisher relatie afhankelijkheid zijn van de definitie van de rotatiesnelheid. Voor RC-verzameling zien we dat de spreiding in de Tully-Fisher relatie aanzienlijk verkleind kan worden door gebruik te maken van de rotatiesnelheden zoals afgeleid uit de rotatiekrommen in plaats van de rotatiesnelheden zoals afgeleid uit de gecorrigeerde HI-lijnbreedtes. Dit effect kan niet bereikt worden voor de stelsels uit XV-verzameling. Kennelijk is een reductie van de spreiding in de Tully-Fisher relatie gerelateerd aan het gebruik van tweedimensionale snelheidsinformatie: nauwkeurige rotatiesnelheden en kinematische inclinaties.