Astronomie

bepalen van astronomische afstanden

een centrale onderneming in de astronomie is de bepaling van afstanden. Zonder kennis van astronomische afstanden, zou de grootte van een waargenomen object in de ruimte niets meer dan een hoekdiameter blijven en de helderheid van een ster kan niet worden omgezet in zijn ware uitgestraalde kracht, of helderheid. Astronomische afstandsmeting begon met een kennis van de diameter van de aarde, die een basis voor triangulatie., Binnen het binnenste zonnestelsel kunnen sommige afstanden nu beter worden bepaald door de timing van radarreflecties of, in het geval van de maan, door laserafstand. Voor de buitenplaneten wordt nog steeds triangulatie gebruikt. Buiten het zonnestelsel worden afstanden tot de dichtstbijzijnde sterren bepaald door middel van triangulatie, waarbij de diameter van de baan van de aarde dient als de basislijn en verschuivingen in stellaire parallax zijn de gemeten hoeveelheden. Sterrenstelsels worden meestal uitgedrukt in parsecs (pc), kiloparsecs of megaparsecs. (1 pc = 3,086 × 1018 cm, of ongeveer 3,26 lichtjaar .,) Afstanden kunnen worden gemeten tot rond een kiloparsec door trigonometrische parallax (zie ster: stellaire afstanden bepalen). De nauwkeurigheid van metingen van het aardoppervlak wordt beperkt door atmosferische effecten, maar metingen van de Hipparcos-satelliet in de jaren 1990 breidden de schaal uit tot sterren tot 650 parsecs, met een nauwkeurigheid van ongeveer een duizendste van een boogseconde. De Gaia satelliet zal naar verwachting sterren meten tot 10 kiloparsecs met een nauwkeurigheid van 20 procent. Minder directe metingen moeten worden gebruikt voor verder afgelegen sterren en voor sterrenstelsels.,

twee algemene methoden voor het bepalen van Galactische afstanden worden hier beschreven. In de eerste wordt een duidelijk herkenbare ster gebruikt als referentiestandaard omdat de helderheid ervan goed is bepaald., Dit vereist observatie van zulke sterren die dicht genoeg bij de aarde staan dat hun afstanden en luminositeiten betrouwbaar zijn gemeten. Zo ‘ n ster wordt een “standaard kaars” genoemd.”Voorbeelden zijn Cepheïd-variabelen, waarvan de helderheid periodiek varieert op goed gedocumenteerde manieren, en bepaalde soorten supernova-explosies die een enorme schittering hebben en dus tot zeer grote afstanden kunnen worden gezien. Zodra de luminositeiten van dergelijke dichterbijgelegen standaardkaarsen zijn gekalibreerd, kan de afstand tot een verderere standaardkaarsen worden berekend aan de hand van de gekalibreerde luminositeit en de werkelijke gemeten intensiteit., (De gemeten intensiteit is gerelateerd aan de helderheid en afstand door de Formule I = L/4nd2.) Een standaard kaars kan worden geïdentificeerd door middel van het spectrum of het patroon van regelmatige variaties in helderheid. (Mogelijk moeten correcties worden aangebracht voor de absorptie van sterrenlicht door interstellair gas en stof over grote afstanden.) Deze methode vormt de basis voor metingen van afstanden tot de dichtstbijzijnde sterrenstelsels.,