Er zijn verschillende methoden om afstanden in de ruimte te bepalen, elk geschikt voor verschillende afstanden en objecten. De belangrijkste methoden zijn de Hubble-methode, de Cepheïdemethode en de parallaxmethode.
1. Hubble-methode
Deze methode wordt gebruikt voor zeer verre sterrenstelsels. De uitvoering gaat als volgt:
- Radiale snelheid bepalen: Eerst meet je de radiale snelheid van een sterrenstelsel. Dit doe je door te kijken naar de rood- of blauwverschuiving van het licht dat we van het sterrenstelsel ontvangen. Roodverschuiving betekent dat het sterrenstelsel van ons af beweegt, blauwverschuiving betekent dat het naar ons toe beweegt.
- Afstand berekenen met de wet van Hubble: Zodra de radiale snelheid bekend is, kun je de afstand tot het sterrenstelsel berekenen met de wet van Hubble. Deze wet stelt dat de snelheid waarmee een sterrenstelsel van ons af beweegt, toeneemt met de afstand. Hoe sneller een sterrenstelsel van ons wegbeweegt, hoe verder het over het algemeen van ons verwijderd is.
2. Cepheïdemethode
Deze methode is geschikt voor afstanden tot sterrenstelsels die minder ver weg zijn dan die waarvoor de Hubble-methode wordt gebruikt. Het maakt gebruik van speciale pulserende sterren, genaamd Cepheïden.
-
Pulsatieperiode meten: Cepheïden variëren in helderheid. Er is een direct verband tussen de periode waarin zo'n ster pulseert (hoe lang het duurt voordat de helderheid weer hetzelfde is) en de werkelijke felheid (lichtsterkte) van de ster. Door de pulsatieperiode te meten, weet je dus hoe fel de ster echt is.
-
Afstand bepalen met de kwadratenwet: Vervolgens vergelijk je deze werkelijke lichtsterkte (L) met de waargenomen intensiteit (I) van het licht hier op aarde. Hoe zwakker de ster lijkt, hoe verder weg hij staat. Dit verband wordt beschreven door de kwadratenwet:
I=4πr2L
Waarbij:
- I de waargenomen intensiteit op aarde is.
- L de werkelijke lichtsterkte van de ster is.
- r de afstand tot de ster is.
Omdat je L kunt afleiden uit de pulsatieperiode en I kunt meten, kun je met deze formule de afstand (r) tot de ster berekenen.
3. Parallaxmethode
Dit is de meest directe en nauwkeurige methode voor relatief dichtbijgelegen sterren.
- Observatie vanuit verschillende posities: Het principe is gebaseerd op het feit dat de aarde in een jaar tijd om de zon beweegt. Wanneer de aarde aan de ene kant van haar baan is, kijken we naar een ster. Zes maanden later, wanneer de aarde aan de andere kant van haar baan is (en dus een andere positie heeft), kijken we opnieuw naar diezelfde ster.
- Parallax meten en afstand berekenen: Door deze verandering in onze kijkpositie lijkt de dichtbijgelegen ster een klein beetje te verschuiven ten opzichte van de veel verder weg gelegen achtergrondsterren. Deze schijnbare verschuiving noemen we de parallax. Door de hoek van deze verschuiving te meten, en wetende hoe groot de afstand is die de aarde in zes maanden aflegt (de diameter van de aardbaan), kunnen we met behulp van driehoeksmeting de afstand tot de ster berekenen.
Visualisatie van de parallaxmethode:
Om de parallaxmethode te visualiseren, kun je het volgende tekenen:
- Teken de zon in het midden.
- Teken de baan van de aarde als een cirkel of ellips rond de zon.
- Plaats de aarde op twee punten in haar baan, bijvoorbeeld aan de linkerkant en aan de rechterkant van de zon. Dit stelt de positie van de aarde met zes maanden verschil voor.
- Teken een "dichtbijgelegen" ster ergens buiten de aardbaan.
- Teken een paar "verre" sterren op de achtergrond, die veel verder weg lijken te staan. Deze vormen je referentiepunten.
- Trek vanuit de eerste positie van de aarde een lijn naar de dichtbijgelegen ster.
- Trek vanuit de tweede positie van de aarde ook een lijn naar diezelfde dichtbijgelegen ster.
- Laat zien hoe de dichtbijgelegen ster lijkt te verschuiven ten opzichte van de verre achtergrondsterren wanneer je hem vanuit die twee verschillende aardposities bekijkt. De hoek van deze schijnbare verschuiving is de parallaxhoek.
Natuurkunde