Afstandsbepaling in het heelal

Astronomen kunnen gebruik maken van verschillende methodes om afstanden in het heelal te meten. Iedere methode heeft zo zijn voor- en nadelen.

De parallaxmethode
De parallaxmethode is de enige methode om rechtstreeks afstanden tussen sterren te kunnen meten. Ze heet voluit de trigoniometrische parallaxmethode. De methode maakt gebruik van hetzelfde principe dat we zelf ook dagelijks gebruiken voor het schatten van afstanden. We kunnen dit als volgt illustreren: houd met gestrekte arm een wijsvinger op neushoogte en knijp afwisselend je linker- en je rechteroog dicht. Je ziet dan je vinger verspringen t.o.v. verder weg gelegen objecten. Zo zal ook een nabijgelegen ster door de jaarlijkse beweging van de Aarde rond de Zon verspringen ten opzichte van de sterren op de achtergrond.

Veronderstel dat we de ster zien in punt A als de Aarde zich in punt 1 bevindt. Een half jaar later staat de Aarde in punt 2 en zien we de ster in punt B staan. Als we de ster een heel jaar volgen dan zien we deze een kleine ellips beschrijven. De lengte van de halve lange as van deze ellips noemen we de parallel p van de ster. De parallax is ook gelijk aan de grootte van 1 AU, dit gezien vanaf de ster.

Om afstanden te kunnen berekenen maken we gebruik van de afstandsmaat parsec. Dit is de afstand van een ster die een parallax van 1” heeft (of de afstand van waar men 1 AU als een hoek van 1” ziet, zoals we het in de inleiding gedefinieerd hebben). De afstand van een ster, uitgedrukt in parsec, is dan gewoon het omgekeerde van de parallax (1/p). We zien inderdaad gemakkelijk in dat, hoe verder een ster staat, hoe kleiner de parallax is.

De dichtstbijzijnde ster, alpha Centauri, heeft een parallax van 0,751” en staat dus op een afstand van 1/0,751 = 1,31 parsec of 4,3 lichtjaar (1 parsec = 3,26 lichtjaar).

Alle parallaxen zijn ontzettend kleine hoeken. De bruikbaarheid van de parallaxmethode wordt dan ook beperkt door de meetnauwkeurigheid. Bij afstanden boven de 20 parsec (65 lichtjaar) zijn de meetfouten al groter dan 10% en geeft de parallaxmethode geen nauwkeurige resultaten meer.

Het Hertzsprung-Russelldiagram
Voor afstanden boven de 20 à 30 parsec kunnen we gebruik maken van het Hertzsprung-Russelldiagram. Bij een bepaald spectraaltype behoort een bepaalde lichtkracht en dus een bepaalde absolute magnitude. Uit het verschil tussen de absolute en de relatieve magnitude kan dan de afstand berekend worden (De afstandsmodulus). Deze methode noemen we ook wel de fotometrische parallax.

We zullen het met een voorbeeld proberen te verduidelijken. De ster Spica (alpha Virginis) heeft een schijnbare magnitude vab 1,0. het spectraaltype van de ster is B1. van deze sterren weten we dat ze een absolute magnitude hebben van -3,5. De afstandsmodulus van Spica bedraagt dan 4,5 wat overeenkomt met een afstand van 80 parsec of 260 lichtjaar.

Het grootste probleem van deze methode is de ijking van het Hertzsprung-Russelldiagram want hoe weten we immers dat een ster met spectraaltype B1 een absolute magnitude van -3,5 heeft? Voor de calibratie van het Hertzsprung-Russelldiagram wordt o.a.gebruik gemaakt van:De dichtstbijgelegen sterren waarvan de afstand bepaald kan worden met de parallaxmethode. Bijna al deze sterren zijn hoofdreeks sterren met een kleine lichtkracht zoals onze Zon. We krijgen op deze manier maar informatie over klein deel van het Hertzsprung-Russeldiagram. Bovendien is de hoofdreeks die we zo verkrijgen nogal breed: bij één spectraalklasse hoort een te uitgestrekt magnitudebereik. Dit komt omdat de samenstelling van de sterren in onze omgeving nogal verschillend is.Nabije open sterrenhopen. Alle sterren in een open sterrenhoop staan op ongeveer dezelfde afstand en hebben dezelfde ruimtelijke beweging. Door perspectief lijken ze te bewegen uit of naar één punt aan de hemel. Dit noemen we het convergentiepunt. Uit de positie van dit convergentiepunt, de eigenbeweging en de radiële snelheid van de sterren kan men de afstand van de hoop bepalen. De open sterrenhoop de Hyaden in het sterrenbeeld Stier heeft een belangrijke rol gespeeld bij de calibratie van het Hertzsprung-Russelldiagram. Een fout in hun afstand (45 parsec of 147 lichtjaar) zou betekenen dat ook de afstanden van bijna alle sterren en sterrenstelsels foutief zijn.Dubbelsterren met een kleine omloopperiode van enkele tientallen tot enkele honderden jaren. Uit de beweging van de componenten van de dubbelster om elkaar kan men hun massa berekenen. Als de massa bekend is kan deze gebruikt worden voor het berekenen van de lichtkracht van de sterren (dit gebeurt met behulp van de massa-lichtkrachtrelatie: hoe zwaarder een ster, hoe groter haar lichtkracht). We kennen dan de schijnbare en de absolute helderheid van een ster en dus de afstand. Deze methode wordt de dynamische parallaxmethode genoemd en is geschikt voor afstanden van dubbelsterren te meten tot ongeveer 1000 lichtjaar.