Bron 7 - WordPress.com

Bron 5:
link; http://hemel.waarnemen.com/FAQ/Sterren/003.html
Samenvatting:
De gemakkelijkste manier om een afstand tot een ster te bepalen is uit het spectrum van de
ster te weten te komen hoe helder der ster in werkelijkheid is en vervolgens te meten hoe
groot de schijnbare helderheid, gezien vanaf de Aarde is. Uit het verschil tussen de twee
helderheden kan de afstand berekend worden. Het is echter moeilijk uit te vinden hoe
helder een ster met een bepaald spectrum nu werkelijkheid is.
Er zijn meerdere manieren om de afstand tot een ster te bepalen, niet alle methoden zijn
even nauwkeurig. In dit artikelen worden een aantal van de meest gebruikte methodes
besproken:
o De parallax methode
Bij deze methode wordt de beweging van de aarde om de zon gebruikt. De aarde draait om
de zon. Doordat de aarde heeft bewogen, lijken de sterren die dichtbij staan te hebben
bewogen. Hetzelfde kun je doen door je duim op armlengte voor je gezicht op te steken en
er met 1 oog naar te kijken. Als je nu van oog wisselt, zie je dat je duim verspringt ten
opzichte van de achtergrond. Dit gebeurt dus ook met de sterren. Sterren die dichtbij staan
lijken meer te bewegen dan sterren die ver af staan. Uit hoeveel een ster in een half jaar lijkt
te bewegen ten opzichte van een verre achtergrondster (de parallax), kunnen we bepalen
hoe ver deze ster staat.
o de methode van het convergentie punt
Voor het sterrencluster Hyaden, werd de afstand berekent met behulp van het convergentie
punt. De sterren uit een cluster zijn alle uit een grote gaswolk ontstaan en hebben hierdoor
dezelfde leeftijd, maar ook dezelfde ruimtelijke beweging ten opzichte van de zon. Door de
bewegingen van deze sterren te meten, blijkt dat de bewegingsrichtingen van de sterren niet
precies parallel lopen, maar ofwel uit elkaar, ofwel (zoals in dit geval), naar elkaar toe. Dit
komt doordat dit cluster zich van de Zon af beweegt. Naarmate de groep zich van de zon
verwijdert, lijkt deze kleiner te worden (door de steeds grotere afstand), en ergens in een
bepaald punt aan de hemel te verdwijnen. Dit punt heet het convergentie punt. Met behulp
van dit convergentiepunt, kan de snelheid van de beweging van de ster worden uitgerekend
en met behulp daarvan ook de afstand van de ster.
o Het fitten van de hoofdreeks
Door van een ster een spectrum (een kleurenband) te maken, kunnen het spectraaltype en
de helderheidsklasse van een ster vastgesteld worden. Wanneer men aanneemt dat een ster
van een bepaald spectraal type en een bepaalde helderheidsklasse altijd even helder kan de
intrinsieke (werkelijke) helderheid van de ster worden bepaald. Wanneer deze wordt
vergleken met de schijnbare helderheid, kan de afstand van de ster worden bepaald. Dit is
mogelijke voor enkele sterren, maar vrij onzeker. Voor sterclusters, zoals bijvoorbeeld de
Hyaden, is deze methode echter veel betrouwbaarder, doordat het om grote aantallen
sterren gaat.
o De cepheïden-methode
Een speciale klasse sterren zijn de Cepheïden. Dit zijn zeer heldere sterren die pulseren, dat
wil zeggen groter en kleiner worden met een regelmatige perioden. Bij dit pulseren
verandert niet alleen de diameter van de ster, maar ook zijn lichtkracht en
oppervlaktetemperatuur. We zien deze sterren dus langzaam ‘knipperen’ aan de hemel, met
een periode die meestal tussen de 1 en 80 dagen ligt. Er zijn Cepheïden die voorkomen in
sterclusters waarvan de afstand met behulp van hoofdreeksfitten kan worden bepaald. Op
die manier ontdekte Leavitt dat er een verband bestaat tussen de pulsatieperiode en de
absolute (gemiddelde) lichtkracht van een Cepheïde. Hoe langer de periode, des te groter is
de werkelijke lichtkracht van de ster. Met deze methode kan je dus de werkelijke helderheid
van de ster bepalen, en als je deze dan weer vergelijkt met de schijnbare helderheid, kan je
de afstand tot die ster bepalen.
De grootte van het heelal
Er zijn meerdere pogingen gedaan om de grootte van ons melkwegstelsel te bepalen, elke
nieuwe poging weer nauwkeuriger als zijn voorafgaande. De laatste poging is gedaan door
Shapley. Hij concludeerde dat het middelpunt van ons melkwegstelsel ongeveer 100.000
lichtjaar van de zon vandaan was. En het Melkwegstelsel ongeveer een diameter vaan
300.000 lichtjaar had. Deze waardes zijn in de loop van de tijd nog verbeterd. Momenteel
wordt de diameter van het heelal geschat op 100.000 lichtjaar, en de zon ligt dan zo’n
30.000 lichtjaar bij het middelpunt vandaan.