Astronomische afstandsmeting

Uit Wikipedia, de vrije encyclopedie
Ga naar: navigatie, zoeken

Astronomische afstandsmeting gebeurt op indirecte wijze, omdat de afstanden zo groot zijn. Afhankelijk van de afstand tot de aarde worden er verschillende meetmethodes gebruikt.

Afstand tot de maan[bewerken]

De afstand tot de maan is tot op een millimeter nauwkeurig gemeten door de looptijd van een laserbundel. De bemanning van Apollo 11 en ook latere bezoekers van de maan hebben er retroreflectors neergezet, dit zijn kubushoeken die licht terugkaatsen in de richting van waaruit het komt.

Afstanden binnen ons zonnestelsel[bewerken]

De waarde van de Astronomische eenheid, de gemiddelde afstand van de aarde tot de zon, is bepaald uit telemetrie van ruimtesondes en radarmetingen van planeten en planetoïden met een nauwkeurigheid van 3 meter. Afstanden van andere objecten volgen uit de astronomische eenheid en de wetten van Kepler.

Nabije afstanden binnen ons melkwegstelsel[bewerken]

Parallaxmethode[bewerken]

De parallaxmethode

Afstanden tot sterren tot een afstand van ongeveer 1600 lichtjaar kunnen gemeten worden met de parallaxmethode. Omdat de parallax kleiner wordt met toenemende afstand, kunnen afstanden alleen gemeten worden voor sterren waarvan de parallax groter is dan de meetnauwkeurigheid, die typisch enkele milliboogseconden is.

De ster wordt dan vanuit twee verschillende posities waargenomen. Die twee posities zijn twee punten in de baan van de Aarde, dus met zes maanden tussentijd. Op telescoopfoto's wordt dan vergeleken over welke hoek in boogseconden de plaats van de ster afwijkt ten opzichte van de vaste sterren die veel verder staan. Een ster heeft ook een eigenbeweging. Er zijn dan ook minstens drie waarnemingen nodig, steeds met een half jaar tussenruimte. Uit het verschil tussen de eerste en de derde waarneming (die idealiter op dezelfde dag van het jaar gemaakt zijn) blijkt de eigenbeweging, uit het verschil met de tweede waarneming de afstand. Een parallax van een boogseconde komt overeen met een afstand van een parsec ofwel 3,26 lichtjaar. De eerste parallax is gemeten in 1838 door Friedrich Bessel van de ster 61 Cygni.

De astrometrische waarnemingen van de satelliet Hipparcos hebben afstanden van 100.000 sterren in onze Melkweg nauwkeurig bepaald en 2,5 miljoen afstanden wat minder nauwkeurig.

De satelliet Gaia, die in 2013 gelanceerd zal worden, zal parallaxen met een nauwkeurigheid van 10 microboogesconden kunnen meten (afstand tot enkele tienduizenden lichtjaar).

Van sommige objecten kan tot op grote afstand de parallax gemeten worden door middel van Very Long Baseline Interferometry. De grootste zo gemeten afstand is 7800 lichtjaar (de pulsar PSR B1508+55)[1]

Dynamische parallax[bewerken]

De afstand van dubbelsterren kan gemeten met behulp van de dynamische parallaxmethode

Verre afstanden binnen ons melkwegstelsel en afstanden tot nabije extragalactische stelsels[bewerken]

Afstanden tot 10.000 lichtjaar zijn te bepalen door vergelijking van de spectra van het licht dat sterren uitzenden. Als twee sterren eenzelfde spectrum hebben, dan zullen ze ook eenzelfde helderheid hebben. Vergelijking van de aangenomen intrinsieke helderheid met de waargenomen schijnbare helderheid geeft een schatting van de afstand. Hierbij moet worden gecorrigeerd voor interstellaire extinctie, de verzwakking van de ster door interstellair stof langs de gezichtslijn.

Afstanden tot spiraalvormige sterrenstelsels[bewerken]

Voor nog grotere afstanden tot een spiraalvormig sterrenstelsel worden waarnemingen gedaan aan een specifiek type veranderlijke sterren, de zogenaamde Cepheïden. Hun helderheid verandert met een bepaalde periode. Uit de waarnemingen op kortere afstanden is gebleken dat Cepheïden met gelijke periode even helder zijn. Ongeveer 3 % van de sterren zijn Cepheïden. Het volstaat dus om van één Cepheïde in een sterrenstelsel de periode en de schijnbare helderheid te meten om de afstand tot het stelsel te kennen.

Afstanden tot elliptische sterrenstelsels[bewerken]

Voor nog grotere afstanden tot sterrenstelsels, in het bijzonder elliptische sterrenstelsels, worden superreuzen waargenomen. De Cepheïden zijn dan te zwak om nog waar te nemen, maar de superreuzen zijn de helderste stabiele sterren in het heelal. In een elliptisch sterrenstelsel komen geen Cepheïden voor. De veronderstelling is, dat alle sterren van het type superreus ongeveer dezelfde intrinsieke helderheid hebben. Uit de schijnbare helderheid volgt de afstand.

Afstanden tot quasars[bewerken]

Voor de grootste afstanden, bijvoorbeeld tot quasars tot 13,6 miljard lichtjaar, is roodverschuiving een algemeen toegepaste methode. In het spectrum van waterstof wordt een bepaalde spectraallijn waargenomen. Uit de meting hoever die spectraallijn naar het rood is opgeschoven, volgt met het Dopplereffect de theoretische snelheid van het sterrenstelsel. Uit afstandsmetingen op kortere afstanden is gebleken dat sterrenstelsels van elkaar wegvluchten, en wel met een grotere snelheid naarmate de afstand groter is (zie Oerknal en Wet van Hubble). Uit de gemeten snelheid volgt dus met de Hubbleconstante de afstand.

Zie ook[bewerken]

Bronnen, noten en/of referenties