Densiteitsgolftheorie

Uitleg van spiraalarmen van sterrenstelsels.

Afspeelmedia

Simulatie van een sterrenstelsel met een eenvoudig spiraalarmpatroon. Hoewel de spiraalarmen niet draaien, doet het melkwegstelsel dat wel. Als je goed kijkt, zie je sterren in en uit de spiraalarmen bewegen naarmate de tijd verstrijkt.

Oorspronkelijk hadden astronomen het idee dat de armen van een spiraalvormig sterrenstelsel uit materie bestonden. Als dit echter het geval zou zijn, dan zouden de armen steeds strakker worden gewikkeld, omdat de materie dichter bij het centrum van het sterrenstelsel sneller draait dan de materie aan de rand van het sterrenstelsel. De armen zouden al na een paar omlopen niet meer te onderscheiden zijn van de rest van het melkwegstelsel. Dit wordt het kronkelprobleem genoemd.

Lin & Shu stelde in 1964 voor dat de armen niet materieel van aard waren, maar in plaats daarvan bestonden uit gebieden met een grotere dichtheid, vergelijkbaar met een file op een snelweg. De auto’s bewegen door de file: de dichtheid van auto’s neemt toe in het midden ervan. De file zelf beweegt echter langzamer. In het melkwegstelsel bewegen sterren, gas, stof en andere componenten door de dichtheidsgolven, worden samengedrukt, en bewegen er dan weer uit.

Meer specifiek stelt de dichtheidsgolftheorie dat de “gravitationele aantrekkingskracht tussen sterren op verschillende stralen” het zogenaamde kronkelprobleem voorkomt, en in feite het spiraalpatroon in stand houdt.

De rotatiesnelheid van de armen wordt gedefinieerd als Ω g p {Displaystyle Οmega _{gp}}

$\Omega _{gp}}$

, de globale patroonsnelheid. (Dus binnen een bepaald niet-inertiaal referentiekader, dat roteert met Ω g p {\displaystyle \Omega _{gp}}

$Omega _{gp}}$

, lijken de spiraalarmen in rust te zijn). De sterren binnen de armen zijn niet noodzakelijk stationair, hoewel op een bepaalde afstand van het centrum, R c {Displaystyle R_{c}}

$R_{c}}$

, de corotatiestraal, bewegen de sterren en de dichtheidsgolven samen. Binnen die straal bewegen de sterren sneller ( Ω > Ω g p {\displaystyle \Omega >

$ΩOmega _{gp}}$

) dan de spiraalarmen, en daarbuiten bewegen de sterren langzamer ( Ω < Ω g p {\displaystyle ΩOmega <\Omega _{gp}}

$\Omega _{gp}}$

). Voor een m-armige spiraal zal een ster op straal R van het centrum door de structuur bewegen met een frequentie m ( Ω g p – Ω ( R ) ) {

$m(Ω g p - Ω g p (R))$

. De aantrekkingskracht tussen sterren kan de spiraalstructuur dus alleen in stand houden als de frequentie waarmee een ster de armen passeert lager is dan de epicyclische frequentie, κ ( R ) {\displaystyle \kappa (R)}

$\kappa (R)$

, van de ster. Dit betekent dat een langlevende spiraalstructuur alleen zal bestaan tussen de binnenste en de buitenste Lindblad-resonantie (respectievelijk ILR en OLR), die worden gedefinieerd als de stralen zo dat: Ω ( R ) = Ω g p + κ / m {Displaystyle ΩOmega (R)= ΩOmega _{gp}+ ΩOmappa /m}

$Omega (R)=Omega _{gp}}+\kappa /m$

en Ω ( R ) = Ω g p – κ / m {{Displaystyle \Omega (R)=Omega _{gp}-\kappa /m}

$Omega (R)=Omega _{gp}}-\kappa /m$

, respectievelijk. Voorbij de OLR en binnen de ILR trekt de extra dichtheid in de spiraalarmen vaker dan de epicyclische snelheid van de sterren, en de sterren zijn dus niet in staat om te reageren en zodanig te bewegen dat zij “de spiraalvormige dichtheidsverhoging versterken”.

Afspeelmedia

Animatie 1: Als de spiraalarmen starre massaconcentraties zouden zijn, moet het melkwegstelsel als geheel om zijn centrum draaien om zijn spiraalstructuur te behouden. Volgens de waarneming van Lindblad en de wetten van de natuurkunde is dit niet het geval.
Play media

Animatie 2: Differentiële rotatie zoals waargenomen door Lindblad zou spiraalarmen in korte tijd doen oplossen als ze uit vaste massaconcentraties bestonden.
Play media

Animatie 3: Banen die voorspeld worden door de dichtheidsgolftheorie maken het bestaan van stabiele spiraalarmen mogelijk. Sterren bewegen in en uit de spiraalarmen terwijl ze in een baan om het melkwegstelsel draaien.

Geef een antwoord Antwoord annuleren