Galaxies in Space and Time, out to the furthest reaches of the Universe:
full image (left) and zoom-in (right)
Sterrenstelsels zover het oog reikt, letterlijk tot aan (bijna) de rand van het zichtbare heelal. Wellicht de meest indrukwekkende indruk die men hiervan op het ogenblik heeft wordt gegeven door de Hubble Deep Field. In deze zeer diepe opname van de Hubble Space een klein gebiedje aan de hemel van de hemel vallen een aantal zaken direct op. Het is duidelijk dat sterrenstelsels een fundamentele bouwsteen van het Heelal zijn, op een bepaalde manier kan men ze beschouwen als de "eilanden en steden in het heelal". Daarnaast valt op dat ze in een grote verscheidenheid aan 1) morfologie, en 2) helderheid, 3) afmeting, 4) kleur voorkomen. De Hubble Deep Field geeft een beeld in het optisch licht, in andere golflengtevensters (zoals het infrarood, X-ray, radiogebied, ultraviolet) kan men belangrijke additionele informatie over het leven, evolutie en ontstaan van sterrenstelsels krijgen.
In dit college zullen we trachten een beeld te geven van de fysische karakteristieken van sterrenstelsels. Met name hoe de eigenschappen van een sterrenstelsel zijn uit te drukken in de verdeling van massa, de relatieve hoeveelheid gas en stof en het type sterren dat hen bevolkt. Vooraleerst zullen we ons daarbij concentreren op ``gewone'' sterrenstelsels.
Een belangrijk uitgangspunt bij het ontrafelen van de wereld der sterrenstelsels zijn catalogi van dergelijke objecten. Hopelijk op zo objectief mogelijke criteria samengesteld kan men op basis van zo'n catalogus individuele sterrenstelsels identificeren en verder bestuderen alsmede een indruk krijgen van de verdeling van intrinsieke eigenschappen.
Historisch zeer belangrijk voor het onderzoek van sterrenstelsels is de Messier catalogus van nevels. Deze werd in 1781 gepubliceerd door Charles Messier. Hierin stonden een honderdtal wazige (niet-sterachtige) objecten die hij had waargenomen op zijn jacht naar kometen. Later bleken verscheidene van deze gloeiende wolken gas (zoals HII gebieden en planetaire nevels) in onze Melkweg. Anderen waren open clusters en bolclusters. Maar een aantal van deze, de zogenaamde nevels bleven een raadsel tot in het begin van de twintigste eeuw. Vanaf 1923 begrijpen we dat sommige van deze nevels sterrenstelsels (galaxies) zijn, vergelijkbaar met onze eigen Melkweg.
Enkele Messier nevels behoren dan ook tot de bekendste en meest nabije sterrenstelsels, en we kennen hen dan ook vaak met de typische Messier catalogus aanduiding, beginnen met een M, gevolgd door een catalogus volgnummer. Het Andromeda sterrenstelsel, M31 is wellicht de bekendste. Andere bekenden zijn M32 (begeleider van M31), M51 (de whirlpool, wellicht geschilderd op de Sterrennacht van Vincent van Gogh), M81 met een haast perfecte spiraalstructuur, en M101.
Terwijl de Messier catalogus zich beperkte tot de meest heldere nevels aan de hemel, is een andere catalogus van gerenommeerde datum voor praktische doeleinden van groter belang. De New General Catalogue van C. Dreyer, gepubliceerd in 1988. Deze catalogus vormt de standaard referentielijst voor nevels. Een groot aantal bekende nabije sterrenstelsels vind je dan ook met de typische lettercombinatie aanduiding NGC. Enkele van de nevels die in de Messier catalogus staan vermeld vind je ook terug in de NGC. Het Andromeda sterrenstelsel, M31 is bijvoorbeeld ook NGC224.
De New General Catalog is gebaseerd op de General Catalog, die was gepubliceerd in 1864 en 2500 nevels bevatte die waren gecatalogiseerd door William Herschel plus een additionele 2500 nevels die waren gecatalogiseerd door zijn zoon, John Herschel. De combinatie van de GC met het werk van andere waarnemers resulteerde in een totaal van 7800 items die uiteindelijk in 1888 door J. Dreyer werden gepubliceerd als New General Catalog. De NGC werd daarna nog geactualseerd door de publicatie van twee Index Catalogi (IC), in 1895 en 1910. Het totaal bevat nu zo'n 13,000 objecten, waarvan er zo'n 12,000 extragalactische nevels zijn.
Het is nog geen eeuw geleden dat men tot het inzicht kwam dat de zwakke vlekjes die men aan de hemel zag gehele melkwegstelsels op zichzelf waren, werelden van honderden miljarden sterren die even groot, zoniet grote, dan onze Melkweg konden zijn. Binnen het zichtbare heelal weten we nu dat er zich ook weer honderden miljarden sterrenstelsels bevinden.
De doorbraak in het begrip van wat sterrenstelsels waren betreft wat met recht een van de belangrijkste gebeurtenissen in de geschiedenis van de sterrenkunde kan worden aangemerkt, The Great Debate tussen Shapley en Curtis in 1920. Wazige neveltjes, sommige spiraalvormig, waren al bekend in de achttiende eeuw. Thomas Wright en Immanuel Kant waren de eersten die speculeerden dat de spiraalnevels individuele stellaire systemen op zichzelf waren die ver buiten de Melkweg zouden liggen. Dit werd bekend als de ``eiland-heelal hypothese''.
In 1918 stelde Harlow Shapley zijn nieuwe model voor de Melkweg voor. Hij ging uit van de schattingen van de afstanden naar de galactische bolclusters die hij bepaalde op basis van de aangetroffen RR Lyrae sterren (een type variabele ster van wie de absolute helderheid gerelateerd is aan het pulsatiegedrag). Hij vond dat de bolclusters in de Melkweg een ruwweg sferische verdeling hebben, en hij veronderstelde dat het centrum van de ruimtelijke verdeling van bolclusters ruwweg het Melkwegcentrum aanduidde. Het was dus Shapley die de Zon beroofde van zijn centrale positie in onze Melkweg, en in termen van filosofische impact wordt zijn resultaat vaak vergeleken met de Copernicus' onttroning van de Aarde als het centrum van ons Zonnestelsel.
Omdat Shapley onbekend was met de aanwezigheid van interstellair stof, waren de door hem bepaalde dimensies van de Melkweg van onrealistisch gigantische proporties. Daarnaast veronderstelde hij veel te hoge intrinsieke helderheden voor de RR Lyrae sterren, hij paste de periode-helderheids relatie van Cepheiden (een andere, en voor kosmische afstandsbepaling zeer belangrijke klasse van variabele sterren, intrinsiek helderder dan RR Lyrae sterren).
Omdat Shapley dergelijk grote afmetingen vond voor de Melkweg, achtte hij het onwaarschijnlijk dat de spiraalnevels buiten de Melkweg waren gesitueerd. Hij concludeerde dat het niet iets als Kant's ``eiland heelallen'' konden zijn, maar dat ze daarom beter vergeleken konden worden met de gasnevels waarvan men toen wist dat ze binnen de contreien van de Melkweg waren gesitueerd. Andere sterrenkundigen, aangevoerd door Heber Curtis waren het hiermee totaal oneens.
In 1920 werd er een debat tussen Shapley en Curtis voor de National Academy of Sciences in Washington georganiseerd. Zelfs nog heden ten dage is het Shapley-Curtis debat, the Great Debate, zeer interessant om te lezen. Natuurlijk omdat het een zeer belangrijke historisch document is. Maar ook om wetenschaps-filosofische redenen. Het geeft namelijk een indruk van het redenatie proces van twee eminente wetenschappers die in een controverse en discussie zijn verwikkeld waarin de bewijsvoering aan beide zijden fragmentarisch en zelfs gedeeltelijk fout is.
Het Great Debate ging over twee grote vragen. De eerste betrof de vraag van de grote afmeting van onze Melkweg. Hierin bleek, achteraf gezien, Shapley gelijk te hebben (muv. de invloed van interstellaire extinctie, maar Trumpler's oplossing hiervan was pas meer dan 10 jaar later). De tweede betrof de vraag of spiraalnevels op zichzelf staande sterrenstelsels waren. Natuurlijk kreeg Shapley hier uiteindelijk ongelijk, het blijken echt "eiland heelallen" zoals onze Melkweg te zijn. We noemen ze daarom niet meer nevels, maar sterrenstelsels of galaxies. De argumenten aangaande het tweede punt centreerden zich op drie punten:
Interessant genoeg lijken Shapley's argumenten, na plussen en minnen, het op punten te winnen van Curtis. Echter, dit gedeeltelijk omdat ze op foute waarnemingen berusten. Uiteindelijk is het debat beslecht in het voordeel van de "eiland heelal" hypothese. De definitieve doorbraak kwam in 1923, toen Edwin Hubble bewees dat de spiraalnevels echt onafhankelijke sterrenstelsels waren. Dit op basis van zijn bepaling van de afstand tot het Andromeda sterrenstelsel, M31. Hij was er in geslaagd Cepheiden in M31 te identificeren, en op basis van hun periode-lichtkracht relatie van Cepheiden hun afstand te bepalen. Dit was geen kleine prestatie ! Hij moest allereerst de buitendelen van M31 zien op te lossen in sterren, en vervolgens proberen de variabele sterren te vinden en te identificeren. Op basis van de fotografische opnamen slaagde hij er in te bepalen dat de afstand maar liefst ~700 kpc bedroeg !!!
Edwin Hubble (1889-1953) werd de grote pionier van het onderzoek naar de extragalactische sterrenstelsels (en de observationele kosmologie). Het is niet zonder reden dat de ruimtetelescoop naar hem is vernoemd, de Hubble Space Telescope. Nadat hij had bewezen dat het inderdaad melkwegstelsels op zichzelf waren. Zijn naam staat voor een aantal essentiele doorbraken in de sterrenkunde:
Zijn boek ``Realm of the Nebulae'' (1936) geldt daarom
zeker ook als een van de klassieken in de sterrenkundige literatuur (en is nog steeds leuk
om te lezen).
Na de doorbraak van Hubble's ontdekking werden de grenzen naar de extragalactische
wereld geopend. Men schat nu dat er zich ongeveer 10 miljard
sterrenstelsels in het waarneembare heelal bevinden. Vele van deze sterrenstelsels hebben
een massa vergelijkbaar met die van de Melkweg, de meesten zijn veel kleiner, enkele veel
groter
Zoals bovenstaande poster van een hondertal heldere sterrenstelsels laat zien, van de Galaxy Catalogue samengesteld door Zsolt Frei en Jim Gunn, vertonen sterrenstelsels een grote variatie aan
Ondanks het zeer grote aantal sterrenstelsels vond Hubble dat qua geometrische vorm sterrenstelsels (de morfologie) in een beperkt aantal groepen vielen onder te verdelen. Het merendeel van de sterrenstelsels valt in 3 tot 5 hoofdcategorieen:
| Spiraalstelsels | S |
| Elliptische Stelsels | E |
| Lensachtige Stelsels | SO |
| Onregelmatige Stelsels | Irr |
Deze indeling in een beperkt aantal (hoofd)typen aan sterrenstelsels, en hun verdere onderverdeling in subklassen, vormt nog steeds de ruggegraat van de studie van extragalactische sterrenstelsels en wordt naar Hubble genoemd:
Om deze classificatie overzichtelijk te maken stelde Hubble een ``tuning fork diagram'' op. Hierin zijn de ellipticals gerangschikt langs een horizontale as, die vervolgens bij SO stelsels vertakt in twee spiraaltakken, die van de gewone S of SA spiraalstelsels, en een die van de SB balkspiraalstelsels. Hierbij dient opgemerkt te worden dat de S0 stelsels pas later als aparte klasse werden bijgevoegd door Sandage. In de loop der jaren zijn er een aantal modificaties van de originele Hubble classificatie opgesteld, de zogenaamde Revised Hubble Sequence of Galaxies (de Vaucouleurs 1974; Sandage 1975; Kormendy 1982).
The Hubble Sequence Tuningfork
Wat bij nadere inspectie van de ``Hubble tuning fork'' heel duidelijk naar voren komt is dat een belangrijke fysische eigenschap die de indeling van het Hubble diagram dicteert de
is. Beginnend aan de linkerzijde van het Hubble diagram, met de elliptische stelsels, neemt de (relatieve) dominantie van de bulge allengs af, en neemt die van de schijf steeds meer toe. Dit is wel een belangrijke aanwijzing voor de evolutie van sterrenstelsels.
Binnen ieder van deze hoofdcategorien in de Hubblereeks kan men weer verdere verfijningen identificeren. De voornaamste subdivisies betreffen:
Elliptische Stelsels
Bij de Elliptische Sterrenstelsels onderscheidt men
op basis van de (schijnbare) afplatting de typen
E0, E1, E2, ..., E7. Een E0
is perfect rond, en de elliptische stelsels worden naar E7 steeds
meer afgeplat.
Spiraalstelsels
De klasse der Spiraalstelsels kent twee soorten:
| Gewone Spiraalstelsels | S of SA |
| Balkspiraalstelsels | SB |
Zowel gewone spiraalstelsels als balkspiraalstelsels hebben als opvallendste componenten de schijf met daarin spiraalarmen en de centrale bulge. Meestal ziet men twee spiraalarmen die symmetrisch geplaatst staan tegenover het centrum en de rotatie-as. In het geval van gewone spiraalstelsels ontspringen de spiraalarmen direct aan de kern. Balkspiraalstelsels hebben daarnaast nog een extra component, ze hebben een balk die door het centrum loopt. De spiraalarmen ontspringen dan aan het uiteinde van de balk.
Zowel bij gewone spiraalstelsels als balkspiraalstelsels herkent men op basis van een aantal gecorreleerde eigenschappen verscheidene subtypen. De drie primaire eigenschappen van spiraalstelsels zijn:
| Bulge-schijf verhouding | neemt af: | Sa --> Sc |
| Winding spiraalarmen | open ---> strak | Sa ---> Sc |
| Lichtverdeling spiraalarmen | glad/egaal ---> vlekkig | Sa ---> Sc |
De typen zijn met name Sa, Sb en Sc stelsels, en zelfs de extremere typen Sd en Sm. Daartussen kent men een reeks van tussentypen, waarbij bv. een stelsel tussen Sa en Sb aangeduid wordt als Sab. De typen Sd en Sm zijn latere toevoegingen door G. deVaucouleurs. Hij legde vooral nadruk op het feit dat het Hubble diagram gezien moet worden als een continuum -- in plaats van discrete klassen. Overigens, de Sm spiralen zijn ``Magelhaense'' type spiralen, waarvan de Grote Magelhaense Wolk een prototype is. Wellicht op het eerste gezicht verbazingwekkend voor wie denkt dat dit een onregelmatig stelsel is. Echter, het heeft een duidelijke balkspiraal.
Hubble dacht incorrect dat het Hubble diagram (de tuning fork) een evolutionaire reeks was die van links naar rechts liep. Een overblijfsel van deze evolutie connectie van het Hubble diagram is dat we nog altijd spreken over
versus Laat-type Sterrenstelsels |
Spiraalstelsels worden dus aangemerkt als laat-type stelsels, ellipticals als vroeg-type stelsels, een kenschets die ook wordt gebruikt binnen de onderverdeling van deze klassen. Met andere woorden, van links naar rechts in het tuning fork diagram worden de stelsels steeds minder vroeg-type en steeds meer laat-type. Een E7 is dus een later type elliptical dan een E0, terwijl Sc een later-type spiraalstelsel is dan een Sa.
In onderstaande tabel staan de verscheidene typen systematisch opgesomd. Dit betreft onder andere een ruwe kenschets van de hoofdkarakteristiek(en), de bestaande onderverdeling en de daarbij gehanteerde criteria, alsmede de gebruikte acroniemen om de stelsels kortweg aan te duiden.
Morfologische Typen van Sterrenstelsels
| Type | Acroniem | Karakteristieken | Subtypen | Subclassificatie criterium | fractie (de Vaucouleurs) | |
|---|---|---|---|---|---|---|
| Spiraalstelsels | Gewoon Spiraalstelsel | S of SA |
centrale bulge + schijf | Sa Sb Sc Sd Sm | (Sm --->) Sc ---> Sa: - bulge vs. schijf ---> - armen "patchy" ---> glad - winding armen open ---> "tight" | |
| Balkspiraalstelsels | SB | centrale bulge + balk + schijf | SBa SBb SBc SBd SBm | (SBm ->) SBc -> SBa: - bulge/balk vs. schijf ---> - armen "patchy" ---> glad - winding armen open ---> "tight" | ||
| Lensachtig | SO | tussen elliptisch en spiraalstelsel: grote sferoidale bulge + dunne schijf |
||||
| Elliptische Sterrenstelsels | E | rond/ellipsoidaal + gladde lichtverdeling | E0 . . . E7 | afplatting E0 ---> E7 | ||
| Onregelmatige stelsels | Irr | onregelmatige geometrische vorm | Irr1 Irr2 | Irr1: jonge sterren, gas, stof Irr2: vervormd | ||
In bovenstaande table staat een schatting van het percentage waarin ze voorkomen, dit voor de een sample van 1528 sterrenstelsels in een catalogus samengesteld door de Vaucouleurs (1963). De morfologie van sterrenstelsels blijkt echter sterk afhankelijk te zijn van
Als we ons bijvoorbeeld beperken tot een locaal volume tot een afstand van 9.1 Mpc, waarin we ook veel sterrenstelsels met een zwakkere helderheid kunnen meenemen, vinden we zo'n 33% spiraalstelsels, 13% elliptische stelsels. Het merendeel, zo'n 54%, bestaat dan uit onregelmatige sterrenstelsels. Heel veel onregelmatige sterrenstelsels zijn kleine sterrenstelsels met een lage helderheid, zoals bv. dwerg ellipticals. Daarnaast blijkt de morfologie erg afhankelijk te zijn van de omgeving. In een omgeving van hoge dichtheid, zoals die in clusters van sterrenstelsels, blijken ellipticals veruit in de meerderheid ! (dit heet de "morfologie-dichtheids relatie".
De Hubble typen relateren (natuurlijk) aan een aantal fundamentele, en dus meer fysisch gedefinieerde, eigenschappen van de sterrenstelsels. In onderstaande tabel staan de belangrijkste kenmerken vermeld. Op basis hiervan kan men een beter idee krijgen van de structuur en evolutionaire toestand van de betreffende stelsels.
Fundamentele Karakteristieken van Sterrenstelsels
| Elliptische Stelsels | Spiraalstelsels | Onregelmatig (I) | |||
|---|---|---|---|---|---|
| Sa | Sb | Sc,Sd | |||
| Massa (MO) | 105 tot 1013 | 109-4 x 1011 | 108 tot 3 x 1010 | ||
| Absolute Magnitude | -9 tot -23 | -15 tot -21 | -13 tot -18 | ||
| Helderheid (LO) | 3 x 105 tot 1011 | 108 tot 2 x 1010 | 107 tot 109 | ||
| M/L (MO/LO=1) | 100 | 2 tot 20 | 1 | ||
| Diameter (kpc) | 1 tot 200 | 5 tot 50 | 1 tot 10 | ||
| Sterpopulatie | II en oude I | armen I; II en oude I overal | I, soms II | ||
| Stof | bijna niets | ja | ja | ||
| Kleurindex (B-V) | +1.0 | +0.9 | +0.4 tot +0.8 | +0.4 tot +0.6 | +0.3 tot +0.4 |
| MHI/MT (%) | ~ 0 | 2 +/- 2 | 5 +/- 2 | 10 +/- 2 | 22 +/- 4 |
| Spectraaltype | K | K | F tot K | A tot F | A tot F |
Bij het
Naast de bovenstaande algemene indeling heeft men in de loop der jaren een groot aantal stelsels geidentificeerd die niet meer in deze klassen zijn onder te brengen. Het blijkt om een flink aantal uniek nieuwe typen te gaan die, gedeeltelijk overlappend, gekenmerkt worden als:
| Giant Ellipticals in cluster centre | cD |
| High Surface Brightness | HSBG |
| Low Surface Brightness | LSBG |
| Compact Ellipticals | CE |
| Blue Compact Dwarfs | BCD |
| Dwarf Irregulars | dI |
| Dwarf Ellipticals | dE |
| Dwarf Spheroidals | dSph |
| Globular Clusters | GC |
| Peculiars | Pec |
Elliptische sterrenstelsels hebben de vorm van oblate sferoiden (men is het er nog steeds niet volledig over eens of de vorm oblaat, prolaat of triaxiaal is). Geprojecteerd op de hemel zien ze er in de telescoop uit als heldere elliptische schijven. De verdeling van het licht in deze schijven is heel glad, zonder opvallende features (zoals gloeiende HII gasnevels, sterclusters, etc.). De oppervlakte helderheid valt naar buiten af als een r-to-the-quarter law:
log I(r) = A r-1/4
De classificatie van elliptische sterrenstelsels in subtypen is gebaseerd op de afplatting van hun (geprojecteerde) beeld, dwz. als a en b de grote en kleine as van de schijnbare ellips zijn, dan is
q = 10 x (1 - b/a)
de definitie voor de waargenomen ellipticiteit. Afgerond op een gehele (integer) waarde, wordst zo'n elliptische sterrenstelsel dan aangeduid als Eq. Merk overigens op dat dit niet de intrinsieke driedimensionale ellipticiteit van het sterrenstelsel is omdat de orientatie van een individueel sterrenstelsel niet bepaald kan worden (of alleen met een aanzienlijke hoeveelheid ingewikkeld rekenwerk met behulp van dynamische modellen, indien men het snelheidsveld in zo'n elliptisch stelsel kent).
Ten aanzien van de afplatting zien we dus dat E0 sterrenstelsels volledig rond lijken (een cirkel), terwijl naarmate de waarde van q toeneemt het stelsel steeds meer afgeplat lijkt. Er zijn geen elliptische stelsels bekend die platter zijn dan E7. Op basis van statistische studies blijkt dat de verdeling tussen ellipticiteiten van E0 tot E7 redelijk uniform is.
Aanvankelijk, tot midden jaren tachtig, dacht men dat de afplatting van elliptische stelsels het gevolg was van rotatie. Echter, metingen aan de snelheidsverdeling in elliptische stelsels lieten zien dat de random snelheden veel groter zijn dan de rotatiesnelheid. De vorm van een elliptisch stelsel is dus het gevolg van een anisotroop random snelheidsveld. De vergelijking dringt zich op van een gas dat zich overeind houdt tegenover de zwaartekracht met een anisotrope drukverdeling ! In het algemeen blijkt er een opvallende gelijkenis te bestaan tussen
Zowel gewone spiraalstelsels als balkspiraalstelsels hebben als opvallendste component de schijf met daarin spiraalarmen. Meestal betreft het twee spiraalarmen die symmetrisch geplaatst staan tegenover het centrum en de rotatie-as. In het geval van gewone spiraalstelsels ontspringen de spiraalarmen direct aan de kern. In balkspiraalstelsels is er een balk die door het centrum loopt en de spiraalarmen ontspringen dan aan het uiteinde van de balk.
Referenties:
De Melkweg