Sterrenstelsels

Aan de hemel wemelt het van de neveltjes. Veel ervan zijn in de 18de eeuw ontdekt en beschreven door de Engelse sterren kundige William Herschel{.two} (1738-1822) en zijn zoon John Herschel (1792-1871). Zij gebruikten hierbij onder meer een telescoop die William Herschel zelf had gebouwd. Deze telescoop had een spiegelmiddellijn van maar liefst 122 cm.

Toen deze kijker in 1789 gereed kwam, was het de grootste telescoop ter wereld.

William Herschel zag het belang in om een uitgebreide catalogus van alle neveltjes te maken. Omstreeks het jaar 1800 was hij hiermee klaar. Zijn catalogus bestond uit drie delen die samen ongeveer 2500 nevels bevatte.

Zijn zoon John zette zijn werk voort. In 1864 liet deze een nog veel uitgebreidere catalogus verschijnen. Deze catalogus noemde hij de General Catalogue of Nebulae and Clusters of Stars. Daarin stonden 5079 objecten vermeld. Hiervan waren er maar liefst 4630 door zijn vader en hemzelf ontdekt.

Deze grote catalogus werd in 1888 door J. Dreyer uitgebreid tot 7840 objecten onder de naam New General Catalogue, meestal afgekort tot NGC. In 1895 verscheen onder de naam Index Catalogue nog een aanvulling die 1529 nieuwe objecten bevatte. In 1908 verscheen van Dreyer nog een tweede Index Catalogue met 3857 nieuwe nevels en sterrenhopen.

William Herschel was niet de enige die zelf een reusachtige telescoop bouwde. De Ierse politicus en amateur-astronoom Lord Rosse (1800-1867) deed dit ook. Zijn eigenlijke naam was William Parsons. Zijn kijker had een spiegelmiddellijn van maar liefst 182 cm. In 1845 kwam zijn kijker klaar. Tot 1917 bleef deze telescoop de grootste ter wereld. Lord Rosse ontdekte er de spiraalvorm van vele nevelvlekken mee.

Toch was het zelfs met deze kijker nog niet mogelijk deze nevelvlekken op te lossen in afzonderlijke sterren. Hierdoor bleef het onmogelijk de afstand van deze nevels te bepalen.

Toch begonnen aan het begin van de 20ste eeuw steeds meer sterrenkundigen te vermoeden dat veel waargenomen nevels sterrenstelsels waren. Met behulp van de periodelichtkrachtwet voor Cephe‹den slaagde de Deense sterrenkundige Ejnar Hertzsprung (1873-1967) er in 1913 in de afstand tot de: ' Kleine Magelhaense Wolk* vast te stellen. Tegenwoordig weten we dat zowel de Grote als de Kleine Magelhaense Wolk satellietstelsels van ons eigen melkwegstelsel zijn. In 1914 veronderstelde de Engelse sterrenkundige Arthur Stanley Eddington (1882-1944) dat ons melkwegstelsel slechts een klein deel van het totale heelal omvat. In die tijd was deze veronderstelling nog in strijd met de toenmalige opvattingen.

Het eerste echte bewijs dat sommige nevelachtige objecten afzonderlijke sterrenstelsels zijn, werd in 1923 geleverd door de Amerikaanse sterrenkundige Edwin P. Hubble (1889-1953). Hij slaagde er als eerste in afzonderlijke sterren in de Andromedanevel en andere soortgelijke nevels waar te nemen. Hij gebruikte voor zijn waarnemingen de 250 cm telescoop van de Mount Wilson sterrenwacht. Uit de perioden van de lichtwisselingen van Cepheïden in de Andromedanevel bepaalde hij de lichtkracht van deze sterren.

Daaruit kon dan weer de afstand worden berekend. Hij vond een afstand van 900.000 lichtjaar. Dat is overigens nog beduidend minder dan de waarde die we tegenwoordig voor de afstand van de Andromedanevel aannemen: namelijk 2,2 miljoen lichtjaar.

Hubble heeft veel onderzoek gedaan aan andere sterren stelsels. Hij heeft de sterrenstelsels ook onderverdeeld naar hun vorm.

Elliptische stelsels duidde hij aan met de letter E.

Spiraalstelsels kregen de letter S en onregel matige stelsels de aanduiding Irr. In feite zijn het de beginletters van de Engelse benamingen.

De elliptische stelsels worden verder onderverdeeld in E0 tot en met E7. Hoe hoger de ellipticiteit, hoe hoger het cijfer achter de E en hoe platter het stelsel. De E7 stelsels hebben de grootste ellipticiteit en zijn de platste stelsels die we kennen. De E0-stelsels zijn cirkelvormig.

Er is een formule om de schijnbare ellipticiteit van een elliptische nevel vast te stellen. Deze formule is niet zo moeilijk. Ze luidt: E = 10 (a-b)/a.

In deze formule is E de ellipticiteit, a de lengte van de lange as en b de lengte van de korte as. Stel dat de lange as twee keer zo groot is dan de korte as. Dan krijgen we: E = 10 x (2-1)/2 = 10 x (1/2) = 5. Dit stelsel krijgt dan als aanduiding E5.

Overigens is de waargenomen ellipticiteit van de elliptische nevels vaak schijnbaar. Dat komt omdat we vanaf de aarde meestal niet loodrecht tegen het stelsel aankijken. Wanneer we een rugby-bal van boven bekijken lijkt zijn omtrek cirkelvormig. In werkelijkheid is die echter flink afgeplat.

Ook tonen kort belichte foto's meestal een kleinere ellip ticiteit dan lang belichte opnamen. Dat komt doordat de centrale gebieden minder van de cirkelvorm afwijken dan de buitenste gebieden.

De elliptische stelsels zien er op het eerste gezicht allemaal ongeveer hetzelfde uit. In tegenstelling tot de spiraalstelsels bevatten ze alleen maar sterren, voor namelijk rode. Er komt geen of nauwelijks stof in ellip tische nevels voor. Wel wat gas, maar sterk verdund. De helderheidsafname naar buiten toe is gelijkmatig.

Het verschil in massa en grootte tussen de elliptische nevels is enorm. Er zijn dwerg-elliptische stelsels en hele grote. De kleinste stelsels hebben een diameter van slechts 600 parsec (één parsec komt overeen met 3,26 lichtjaar) en een massa van slechts 1 miljoen zonsmassa's. De absolute visuele magnitude van deze stelsels bedraagt -9.

Het grootste elliptische stelsel dat we kennen is M 87.

Dit stelsel heeft een middellijn van maar liefst 150.000 parsec. De massa ervan bedraagt 10.000 miljard (10 biljoen) zonsmassa's. De absolute magnitude van M 87 bedraagt -23! Van alle sterrenstelsels die we kennen komen de dwerg elliptische stelsels het meest voor. Hele grote ellip tische stelsels zoals M 87 zijn bijzonder zeldzaam.

Een aparte groep vormen de zogenaamde lensvormige stelsels. Hubble plaatste deze groep tussen de E7 en de Sa stelsels. Indertijd dacht men ook met een overgangs type tussen elliptische en spiraalstelsels te maken te hebben. Hier is men tegenwoordig echter niet meer zeker van. Omdat ze echter op Sa-stelsels lijken neemt men aan dat de lensvormige stelsels tot de reeks van spiraaltypen behoren. Daarom worden ze vaak S0-stelsels (spreek uit: Es-nul-stelsels) genoemd.

De S0-stelsels hebben vaak een grote bolle kern. Een belangrijk verschil met de Sa-stelsels is echter dat jonge sterren, stof en gas in de S0-stelsels meestal ontbreken. De meeste S0-stelsels bevatten maar heel weinig, of zelfs helemaal geen interstellaire materie.

Soms echter zien we zwakke, bijna cirkelvormige stof banden.

De S0-klasse kent nog drie onderverdelingen. Dit zijn S01, S02 en S03. De S01-stelsels lijken veel op E7 stelsels. Maar de ellipticiteit van de centrale gebieden is nog platter dan bij E7-stelsels. De helderheidsverde ling is gelijkmatig. Er is geen spoor te bekennen van stof of spiraalarmen. Een ander kenmerk is ook dat de grote buitenste gebieden zijn afgeplat.

S02-stelsels laten een begin zien van een zwak ringvormig absorptiepatroon. Dat absorptiepatroon is ingebed in een omhulling.

Bij S03-stelsels is een sterke interne cirkelvormige ring aanwezig. Een donkere centrale absorptieband blokkeert de kern.

We kennen ook lensvormige stelsels met een balk. Deze stelsels worden SB0-stelsels genoemd. Er zijn drie onder verdelingen: SB01, SB02 en SB03-stelsels.

Bij de SB01-stelsels is de balk een breed onduidelijk ge bied met een bepaalde duidelijke helderheid. De balk bij SB02-stelsels strekt zich niet helemaal uit over de lens.

Er zijn twee diametraal tegenover elkaar staande gebieden van verhoogde helderheid aan de rand van de lens. De balk van SB03-stelsels loopt geheel over het oppervlak van de lens. Ze is smal, goed gedefinieerd en helder.

In SB0-stelsels is geen spoor van stof te zien. Ook ontbreekt ieder spoor van spiraalarmen. Oplossing in sterren of ver dikkingen is bij deze stelsels niet mogelijk.

De spiraalstelsels worden verdeeld in twee groepen: de gewone spiraalstelsels en de balkspiralen. Beide groepen worden onderverdeeld in de typen a, b, c en d. Zo kennen we bij de gewone spiraalstelsels de onderverdeling Sa, Sb, Sc en Sd. De spiraalarmen wijken soms duidelijk af van concentrische cirkels. Deze «verschilshoek» wordt aange duid met de term «pitch angle». De spiralen lijken «opgewonden» als de pitch angle klein is. Bij de Sa stelsels is deze hoek ongeveer 10 graden. Bij een pitch angle tot 15 graden hebben we te maken met een Sb-stelsel.

Tot 20 graden met een Sc-stelsels en tot 25 graden met een Sd-stelsel. Sommige stelsels hebben zelfs een pitch-angle van meer dan 25 graden. Voor die stelsels is er een aparte klasse: de Sm-klasse. Natuurlijk is deze indeling niet exact. Er komen grensgevallen voor. Zo kennen we bijvoor beeld ook Sa/b of Sb/c-stelsels.

Bij de balkspiralen kennen we dezelfde indeling. De spiraalstelsels vallen op door slierten van heldere en donkere gebieden die uit de centrale delen komen. Ze lijken zich als het ware om het centrum te winden. Deze slierten noemen we de spiraalarmen.

De massa van de spiraalstelsels ligt tussen 1 miljard en 200 miljard zonsmassa's. De middellijnen lopen uiteen van 6000 parsec voor de kleinste, tot 50.000 parsec voor de grootste spiraalstelsels. (één parsec = 3,26 lichtjaar).

De absolute magnitude varieert van -15 tot -20 (de licht kracht van een spiraalstelsel met een absolute magnitude van -20 is honderd maal groter als dat van een absolute magnitude van -15!).

In de Sa-stelsels komt voor het eerst spiraalstructuur voor. De «vroegere» Sa-typen hebben slecht gevormde armen.

De structuur is gelijkmatig. Ze zijn strak gewonden rondom de vormloze centrale gebieden. De kernmerken van de hoofd klassificatie zijn de bijna cirkelvormige patronen in de armen en het gebrek aan oplossing in de armen. Late Sa typen (daarmee bedoelen we de typen die al veel meer lijken op Sa/b-typen) hebben sterke stofbanen. Ook lijken er in de armen al wat verdikkingen te zitten. De kerngebieden van Sa-stelsels kunnen groot of klein zijn.

Bij Sb-stelsels beginnen de spiraalarmen op te lossen in verdikkingen en sterren. De structuur in de armen is minder gelijkmatig geworden. Bovendien zijn de armen minder strak gewonden om de kern.

De spiraalarmen van de Sc-stelsels zijn duidelijk herkenbaar.

Ze zijn goed in sterren en HII gebieden (gebieden met geïoniseerd waterstof) op te lossen. De centrale gebieden zijn vormloos en klein. De spiraalarmen domineren het stelsel. Bijna alle Sc-stelsels hebben meervoudige spiralen die los gewonden zijn rondom de kern. Twee hoofd armen kunnen in het algemeen gevormd worden. Vertakkingen in de spiraalarmen komen ook voor. Er komt in de spiraal armen veel stof voor. Deze stofbanden zijn te volgen tot in de centrale gebieden.

De Sd-stelsels worden volkomen overheerst door de H II gebieden.

Zoals we verteld hebben kennen we bij de balkspiralen dezelfde indeling als bij de spiraalstelsels: SBa, SBb, SBc en SBd.

Bij de SBa-stelsels is de karakteristieke balk gelijk matig van structuur. De balk is niet op te lossen in afzonderlijke sterren. Ook ontbreken in de balk verdikkingen en stofbalken. Meestal zijn in de armen van deze stelsels al wat oplossingen te onderscheiden. Soms worden de SBa-stelsels nog onderverdeeld in een SBa(r) en een *SBa(s)*stelsel. Deze onderverdeling geeft aan waar de spiraalarmen beginnen. Ontspringen ze aan een binnenring dan krijgen ze de onderverdeling SBa(r). Ontspringen ze aan het uit einde van de balk, dan hebben ze SBa(s) als onderverdeling.

Overigens is de onderverdeling van de (r) en (s) groepen niet erg duidelijk zichtbaar in de SBa-stelsels. In de SBb en de SBc-stelsels is dit veel duidelijker.

SBb-stelsels hebben een duidelijk gedefinieerde balk. Deze balk is gelijkmatig van helderheid. Maar een spoor van oplossing in sterren is niet te zien. Ook bij SBb-stelsels onderscheiden we twee subgroepen: SBb(r) en SBb(s). Bij het r-type ontspringt de balk aan de binnenring. Bij het s-type aan het uiteinde van de balk. Overigens zijn er ook overgangsgevallen tussen beide typen. Daarom kun je wel eens SBb(sr)-stelsels tegenkomen.

In al deze stelsels zijn de spiraalarmen duidelijk gedefi nieerd. Bovendien kunnen ze voor een groot deel opgelost worden in sterren en verdikkingen.

De kenmerken van de SBc-stelsels zijn de hoge graad van oplossing in de balk in verdikkingen en de openheid van de spiraalarmen. Er kunnen wederom (r) en (s) verdelingen gemaakt worden.

De laatste groep extra-galactische stelsels zijn de onregel matige stelsels. Bij deze stelsels is geen enkele vorm te bespeuren. Alhoewel alle onregelmatige stelsels een vrij chaotische indruk maken, onderscheiden we toch twee verschillende typen.

De stelsels van type I hebben als kenmerk dat er bijna geen stof te vinden is. In deze stelsels zien we echter wel sterrenhopen, veranderlijke sterren, superreuzen, gasnevels en jonge hete O- en B-sterren en natuurlijk ook oude sterren.

De onregelmatige stelsels van type II bevatten nauwelijks of geen hete jonge O- en B-sterren. Hierdoor zijn de stelsels van dit type roder dan die van type I. Deze stelsels zien we ook bijna niet opgelost in sterren en andere details. Wel bevatten ze vaak stofbanden.

Sterrenstelsels lijken niet gelijkmatig over de hemel verspreid te zijn. Er zijn gebieden waar vrij weinig sterrenstelsels voorkomen, hoewel zich in die richting toch niet veel interstellaire gas- en stofwolken bevinden.

In andere richtingen lijken zich daarentegen opeenhopingen van sterrenstelsels te bevinden. Er zijn zelfs gebieden waar we meer sterrenstelsels zien dan voorgrondsterren van ons eigen melkwegstelsel.

Ook ons eigen melkwegstelsels maakt deel uit van een groep sterrenstelsels. De groep stelsels waartoe ons melkweg stelsel behoort noemen we de Lokale Groep. Het grootste lid van deze Lokale Groep is de Andromedanevel. Dan volgt ons melkwegstelsel met op de derde plaats M 33 in het sterrenbeeld Driehoek. Deze drie stelsels zijn de enige spiraalstelsels in de Lokale Groep die in totaal uit zo'n dertig stelsels bestaat. De meeste daarvan zijn ellipsvormig. Hieronder vind je een over zicht van de meeste leden van de Lokale Groep. Achter de naam of aanduiding vind je het type. De kleine letter d voor de elliptische stelsels geeft aan dat het een dwerg stelsel is. Zoals je kunt zien zijn alle elliptische stelsels van de Lokale groep dwergstelsels.

In de derde kolom vind je de grootste middellijn (doorsnede van de lange as). Die wordt gegeven in kiloparsec. Eén kiloparsec (afgekort kpc) is 1000 parsec = 3260 lichtjaar.

In de vierde kolom staat de afstand. Ook deze is in kilo parsec gegeven. In de laatste kolom tenslotte vind je de absolute visuele magnitude. Dit is een maat voor de licht kracht van het stelsel. Denk erom dat een verschil van 5 magnituden een factor 100 in lichtkracht betekent, en een verschil van 10 magnituden zelfs een factor 100 x 100 = 10.000 keer! Zo straalt de Andromedanevel (M = -21.1) dus ruim 10.000 keer meer licht uit dan het Leo I-stelsel (M = -11).

Van enkele stelsels, zoals de laatste drie, is het nog niet zeker of ze inderdaad tot de Lokale Groep behoren. Ook zijn er nog enkele dwergstelsels niet in de lijst opgenomen die wel tot de Lokale Groep zouden kunnen behoren.

Tot 1994 was men er van overtuigd dat de beide Magellaense Wolken de dichtstbijzijnde sterrenstelsels waren. Maar dat jaar werd in het sterrenbeeld Boogschutter een dwergstelsel ontdekt op slechts 80.000 lichtjaar afstand. Het bevindt zich dus op 50.000 lichtjaar van het centrum van ons Melk wegstelsel. Het dwergstelsel is door de werking van de zwaartekracht van ons Melkwegstelsel uitgetrokken tot een lengte van 10.000 lichtjaar. Dat is langer dan normaal voor een dwergstelsel. Waarschijnlijk zal het op termijn geheel door ons Melkwegstelsel worden opgeslokt. Dat dit dwerg stelsel pas in 1994 is ontdekt komt doordat het van ons uit gezien vrijwel precies in de richting van het melkwegcentrum ligt. Daardoor wordt het bijna geheel aan het zicht ont trokken.

Tenslotte bespreken we hieronder nog enkele opvallende sterren stelsels. Van deze sterrenstelsels vind je in dit programma ook trefwoorden met meer informatie! De Draaikolknevel (M51 of NGC 5194) in het sterrenbeeld Jachthonden is het eerste sterrenstelsel waarin spiraal structuur werd gevonden. Dat werd ontdekt door William Parsons, de derde graaf van Rosse, met zijn zelfgebouwde telescoop, die op dat moment de grootste ter wereld was.

Het stelsel staat op 23 miljoen lichtjaar afstand en wordt vervormd door de zwaartekrachtswerking van zijn kleine, onregelmatige begeleider NGC 5195.

De grote Andromedanevel (M31 of NGC 224) is het verst verwijderde object in het heelal dat vanaf de aarde met het blote oog zichtbaar is. Met zijn zeven spiraalarmen lijkt het op ons eigen melkwegstelsel. Het is het grootste lid van de Lokale Groep en staat ongeveer 2,3 miljoen lichtjaar ver weg. De Andromedanevel wordt omringd door twee elliptische dwergstelsels, NGC 205 en M 32.

De Sombreronevel (M 104 of NGC 4594) is te vinden in het sterrenbeeld Maagd. De spiraalarmen van dit stelsel zijn gemarkeerd door banen stof en zijn strak om de kern ge wonden. Het sterrenstelsel staat op ongeveer 40 miljoen lichtjaar afstand en bevat wellicht een biljoen sterren.

Ons eigen melkwegstelsel, de melkweg, zou in zijaanzicht vanaf een vergelijkbare afstand op de Sombreronevel lijken.

Het zwaarste sterrenstelsel dat we kennen is M 87. Het is een reusachtig elliptisch stelsel nabij het centrum van de grote Virgo-cluster, ongeveer 40 miljoen lichtjaar van ons verwijderd. In de buurt van de centrale gebieden bevinden zich bijna geen stof en gas; dit is allemaal bouwmateriaal voor sterren geworden of het is verdwenen in de ruimte. Dit schijnbaar zo rustige object is op de zon en de maan na de helderste radiobron aan de hemel en een van de helderste röntgenbronnen. De schattingen van zijn massa lopen uiteen van een biljoen tot honderd biljoen zonnen. Uit de kern, die misschien een zeer zwaar zwart gat herbergt, stroomt een gasstraal met een lengte van 100.000 lichtjaar. M 87 wordt omringd door duizenden bolvormige sterrenhopen.

Het sterrenstelsel Centaurus A (NGC 5128) is wellicht een botsing tussen een groot elliptisch stelsel en een spiraal nevel waarvan wij de verpletterende armen in zijaanzicht zien. Tegenwoordig ziet men het stelsel meer als een reus achtig elliptisch stelsel, met een dun bezaaid aanhangsel van gas en stof, volledig omringd door een schijf van gas en stof en wellicht enkele sterren. Het stelsel is een krachtige bron van radiostraling, die afkomstig is uit twee grote lobben die loodrecht op de schijf stof staan.

De snelle schommelingen in de röntgenstraling kunnen te wijten zijn aan het opslokken van hele sterrenhopen door een gigantisch zwart gat dat schuilgaat in het centrum.

Centaurus A staat 14 miljoen lichtjaar ver weg; de radio lobben ervan zijn drie miljoen lichtjaar lang! Het Wagenwielstelsel is een heel merkwaardig sterrenstelsel in het sterrenbeeld Beeldhouwer. Dit sterrenbeeld komt in ons land echter nooit boven de horizon. Het Wagenwielstelsel vertoont duidelijke sporen van een botsing met een ander sterrenstelsel. Zo heeft het stelsel een helder centrum, dat omgeven is door een dubbele ring van stof, gas en ster ren. Die zijn met het centrum verbonden via spaakachtige structuren waaraan de nevel zijn naam te danken heeft. Het Wagenwielstelsel staat op een afstand van ongeveer 500 miljoen lichtjaar.

Het Wagenwielstelsel is een voorbeeld van een starburststelsel. Dat zijn blauwe sterrenstelsels die veel jonge, hete en zware sterren bevatten. Dat duidt erop dat deze stelsels in hun recente verleden een periode van intense stervormig hebben doorgemaakt. Zo’n geboortegolf van sterren wordt meestal aangeduid met het Engelse woord starburst.

Starburst-stelsels zijn het resultaat van botsingen tussen twee «normale» sterrenstelsels. Bij zo’n ontmoeting wordt het aanwezige gas in de stelsels hevig in beroering gebracht en hier en daar samengedrukt. Dat leidt tot ware geboorte golven in de sterrenbevolking.