Wys bron van Massa-lig-verhouding

In [[astrofisika]] en [[fisiese kosmologie]] is die '''massa-lig-verhouding''' die [[kwosiënt]] van die totale [[massa]] van 'n volume (gewoonlik op die skaal van 'n [[sterrestelsel]]) en sy [[liggewendheid]]. Dit word aangedui met die simbool <math>\Upsilon</math><ref>Mihalas en McRae (1968), ''Galactic Astronomy'' (W.H. Freeman)</ref> of M/L. Dié verhoudings word gewoonlik gemeet aan die waarde van die [[Son]] as basis, wat ’n konstante <math>\Upsilon_\odot</math> = 5&nbsp;133 [[kilogram|kg]]/[[Watt|W]] is; dit is gelyk aan ’n sonmassa ({{Sonmassa|link=y}}) gedeel deur ’n sonligsterkte ({{sonligsterkte|link=y}}), dus {{sonmassa}}/{{sonligsterkte}}. Die massa-lig-verhoudings van sterrestelsels is almal baie groter as <math>\Upsilon_\odot</math>, gedeeltelik vanweë die feit dat die meeste [[materie]] in dié voorwerpe nie in die sterre geleë is nie, maar in die vorm van [[donker materie]] voorkom. Die tipiese massa-lig-verhouding vir sterrestelsels wissel van 2 tot 10&nbsp;<math>\Upsilon_\odot</math>, terwyl die massa-lig-verhoudings op groter skaal, soos vir die [[Heelal|waarneembare heelal]], ongeveer 100&nbsp;<math>\Upsilon_\odot</math> is.

Tipiese M/L-verhoudings is:<ref>Uit ‘’[http://zastore.creation.com/catalog/starlight-time-physics-p-265.html?osCsid=uahj4glpm85goqgapo94isjhc5 Starlight, Time and the New Physics]{{Dooie skakel|date=Augustus 2021 |bot=InternetArchiveBot |fix-attempted=yes }}’’, dr. John Hartnett</ref>

{| class="wikitable" style="text-align:center;"
|-
! Tegnieke || Radius van sterrestelsel (ligjare) || M/L
|-
|Sigbare rotasiekurwes van [[spiraalsterrestelsel]]s||30 000||2-5
|-
|Radiorotasiekurwes van spiraalsterrestelsels||30 000||5-10
|-
|Halo's benodig om spiraalmodelle te stabiliseer||30 000||4-12
|-
|[[Elliptiese sterrestelsel]]s vanaf interne snelheidsverstrooiing||30 000	||5-12
|-
|[[Melkweg]] vanaf satelliet-[[dwergsterrestelsel]]s||30 000||40-70
|-
|[[Plaaslike Groep]] sterrestelsels||30 000||40-80
|-
|Binêre spiraalsterrestelsels||1,5 miljoen||40-80
|-
|Klein sterrestelselgroepe van snelheidverstrooiing||1,5 miljoen||40-90
|-
|Groot groep sterrestelsels||2-6 miljoen||400-600
|}

Dit dui daarop dat daar meer werklike massa is as wat bereken word uit die ligsterkte van hierdie hemelliggame. Die afwyking word tans verklaar aan die hand van [[donker materie]]. Vandag word donker materie deur die sterrekundiges gesoek.

Voorstanders van die [[skeppingsleer]] soos drr. [[Russell Humphreys]] en [[John Hartnett]] beweer egter dat hulle kosmologiese modelle (wat aanvaar dat die Melkweg naby aan die middel van die heelal is en dat die heelal begrens is) nie "knoeifaktore" in die vorm van [[donker materie]] en [[donker energie]] nodig het nie.<ref>Kyk bv [http://www.glodiebybel.co.za/component/content/article/651-ver-sterlig-jong-aarde-probleem.html Ver-sterlig-jong-aarde-probleem] {{Webarchive|url=https://web.archive.org/web/20131201134717/http://www.glodiebybel.co.za/component/content/article/651-ver-sterlig-jong-aarde-probleem.html |date= 1 Desember 2013 }}</ref>

== Sien ook ==
* [[Donker materie]]

== Verwysings ==
{{Verwysings}}

== Eksterne skakels ==
* {{cite web|last=Merrifield|first=Michael|title=γ – Mass to Light Ratio|url=http://www.sixtysymbols.com/videos/masstolight.htm|work=Sixty Symbols|publisher=Brady Haran vir die Universiteit van Nottingham|year=2009}}
*[[Lêer:Crystal txt.png|15px]] Hierdie artikel is gedeeltelik vertaal uit die [[:en:Mass-to-light ratio|Engelse Wikipedia]]

[[Kategorie:Astrofisika]]
[[Kategorie:Fisiese kosmologie]]