Astronomische afstandsmeting

Directe maatregelen

Astronomische Eenheid

De astronomische eenheid is de gemiddelde afstand van de aarde tot de zon. Dit weten we vrij nauwkeurig. De Wetten van Kepler vertellen de verhoudingen van de afstanden van planeten, en radar vertelt de absolute afstand tot binnenplaneten en kunstmanen in een baan daaromheen.

Parallax

Parallax is het gebruik van trigonometrie om de afstanden van objecten in de buurt van het zonnestelsel te ontdekken.

Als de aarde rond de zon draait, lijkt de positie van nabije sterren iets te verschuiven ten opzichte van de verder weg gelegen achtergrond. Deze verschuivingen zijn hoeken in een rechthoekige driehoek, waarbij 2 AE het korte been van de driehoek vormt en de afstand tot de ster het lange been is. De mate van verschuiving is vrij klein, namelijk 1 boogseconde voor een object op een afstand van 1 parsec (3,26 lichtjaar)

Deze methode werkt voor afstanden tot een paar honderd parsecs.

Standaard kaarsen

Objecten met een bekende helderheid worden standaardkaarsen genoemd. De meeste fysieke afstandsindicatoren zijn standaardkaarsen. Dit zijn objecten die behoren tot een klasse waarvan de helderheid bekend is. Door de bekende helderheid van het object te vergelijken met zijn waargenomen helderheid, kan de afstand tot het object worden berekend met behulp van de omgekeerd-kwadraatwet.

In de astronomie wordt de helderheid van een hemellichaam uitgedrukt in zijn absolute magnitude. Deze grootheid wordt afgeleid uit de logaritme van zijn helderheid, gezien vanaf een afstand van 10 parsecs. De schijnbare magnitude is de magnitude zoals waargenomen door de waarnemer. Deze kan worden gebruikt om de afstand D tot het hemellichaam in kiloparsec (kiloparsec = 1.000 parsecs) als volgt te bepalen:

5 ⋅ log 10 D k p c = m - M - 10 , {{\begin{smallmatrix}}5}cdot \log _{10}{\frac {D}{\mathrm {kpc}} 10,einde{smallmatrix}}

waarbij m de schijnbare magnitude en M de absolute magnitude is. Om nauwkeurig te zijn moeten beide magnitudes in dezelfde frequentieband liggen en mag er geen relatieve beweging in de radiale richting zijn.

Er is ook een manier nodig om rekening te houden met interstellaire extinctie, waardoor objecten zwakker en roder lijken. Het verschil tussen de absolute en de schijnbare magnitudes wordt de afstandsmodulus genoemd, en astronomische afstanden, vooral intergalactische, worden soms op deze manier getabelleerd.

Problemen

Bij elke klasse standaardkaarsen doen zich twee problemen voor. Het voornaamste probleem is de ijking, d.w.z. het bepalen van de absolute helderheid van de kaars.

De tweede ligt in het herkennen van leden van de klasse. De standaardkaarsenkalibratie werkt niet, tenzij het voorwerp tot de klasse behoort. Op extreme afstanden, waar men een afstandsindicator het liefst gebruikt, kan dit herkenningsprobleem vrij ernstig zijn.

Een belangrijk probleem met standaardkaarsen is de vraag hoe standaard ze zijn. Alle waarnemingen lijken er bijvoorbeeld op te wijzen dat supernovae van Type Ia op bekende afstand dezelfde helderheid hebben, maar het is mogelijk dat supernovae van Type Ia op grote afstand andere eigenschappen hebben dan supernovae van Type Ia dichtbij.

Galactische afstandsindicatoren

Op enkele uitzonderingen na zijn afstanden gebaseerd op directe metingen slechts beschikbaar tot ongeveer duizend parsecs, wat een bescheiden deel is van ons eigen Melkwegstelsel. Voor afstanden daarboven zijn de metingen afhankelijk van fysische veronderstellingen, dat wil zeggen, de veronderstelling dat men het object in kwestie herkent, en dat de klasse van objecten homogeen genoeg is dat de leden ervan kunnen worden gebruikt voor een zinvolle schatting van de afstand.

Fysieke afstandsindicatoren, gebruikt op steeds grotere afstandsschalen, omvatten:

• Verduisterde dubbelsterren - In het laatste decennium is het meten van verduisterde dubbelsterren een manier om de afstand tot sterrenstelsels te meten. Nauwkeurigheid op 5%-niveau tot een afstand van ongeveer 3 miljoen parsecs.
• RR Lyrae variabelen - zijn periodieke veranderlijke sterren, die vaak voorkomen in bolvormige sterrenhopen, en vaak worden gebruikt als standaardkaarsen om galactische afstanden te meten. Deze rode reuzen worden gebruikt voor het meten van afstanden binnen het melkwegstelsel en in nabije bolvormige sterrenhopen.
• In de galactische astronomie worden röntgenuitbarstingen (thermonucleaire flitsen aan het oppervlak van een neutronenster) gebruikt als standaardkaarsen. Waarnemingen van röntgenuitbarstingen laten soms röntgenspectra zien die wijzen op uitdijing van de straal. Daarom moet de röntgenflux op de piek van de uitbarsting overeenkomen met de Eddington-helderheid, die kan worden berekend zodra de massa van de neutronenster bekend is (1,5 zonsmassa's is een veelgebruikte aanname).
• Cepheïden en novae
• Cepheïden zijn een klasse van zeer lichtgevende veranderlijke sterren. De sterke directe relatie tussen de helderheid en de pulsatieperiode van een cepheïde zorgt ervoor dat cepheïden belangrijke standaardkaarsen zijn voor het bepalen van de Galactische en extragalactische afstandsschalen.
• Novae zijn veelbelovend voor gebruik als standaardkaarsen. Zo is de verdeling van hun absolute helderheid bimodaal, met een hoofdpiek bij magnitude -8,8, en een kleinere bij -7,5. Novae hebben ook ongeveer dezelfde absolute helderheid 15 dagen na hun piek (-5,5). Deze methode is ongeveer even nauwkeurig als de methode met cepheïden.

• Witte dwergen. Omdat de witte dwergsterren die supernovae worden een uniforme massa hebben, produceren Type Ia supernovae een constante piekhelderheid. Door de stabiliteit van deze waarde kunnen deze explosies worden gebruikt als standaardkaarsen om de afstand tot hun gaststelsels te meten, omdat de visuele helderheid van de supernovae voornamelijk van de afstand afhangt.
• Roodverschuivingen en de wet van Hubble Met behulp van de wet van Hubble, die roodverschuiving relateert aan afstand, kan de afstand van een bepaald melkwegstelsel worden geschat.

Hoofdvolgorde montage

In een Hertzsprung-Russell-diagram wordt de absolute helderheid voor een groep sterren uitgezet tegen de spectrale classificatie van de sterren. Er worden evolutionaire patronen gevonden die verband houden met de massa, leeftijd en samenstelling van de ster. In het bijzonder liggen sterren tijdens hun waterstofverbrandingsperiode langs een curve in het diagram die de hoofdreeks wordt genoemd.

Door de eigenschappen uit het spectrum van een ster te meten, kan de positie van een hoofdreeksster op het H-R-diagram worden gevonden. Hieruit kan de absolute magnitude van de ster worden geschat. Door deze waarde te vergelijken met de schijnbare magnitude kan de afstand bij benadering worden bepaald, nadat is gecorrigeerd voor interstellaire extinctie van de lichtkracht door gas en stof.

In een gravitatiegebonden sterrenhoop zoals de Hyaden zijn de sterren ongeveer even oud en liggen ze op dezelfde afstand van elkaar. Dit maakt een relatief nauwkeurige hoofdreeksaanpassing mogelijk, waarmee zowel de leeftijd als de afstand kunnen worden bepaald.

Dit is geen volledige lijst van methoden, maar het laat wel zien hoe astronomen te werk gaan bij het schatten van de afstand van astronomische objecten.

Nova Eridani 2009 (schijnbare magnitude ~8,4) tijdens volle maan