Afstandsbepaling in het Universum:3

Door Candice Simionescu gepubliceerd in Wetenschap en onderwijs

Afstandsbepaling in het Universum:3

De methode van het convergentiepunt:

In het vorige deel behandelde ik de Parallaxmethode en wat min of meer de meest gangbare is bij het bepalen van de afstanden tot de sterren en sterrenstelsels en in dit deel behandel ik een methode die ... significant anders is. Namelijk de methode van het convergentiepunt.

https://tallsay.com/page/4295000871/afstandsbepaling-in-het-universum-2

https://tallsay.com/page/4295000848/afstandenbepaling-in-het-universum-1

Dit zijn de Hyaden en dat is een open sterrenhoop (de dichtstbijzijnde) en u vind de Hyaden in de kop van het sterrenbeeld Stier. En dat sterrenbeeld ligt ongeveer noord tot noord oost boven Orion. Deze open sterrenhoop ligt op een afstand van 151 lichtjaar en dat is gelijk aan 46,3 parsec. En deze sterrenhoop werd gebruikt voor het toepassen van de methode van het convergentiepunt. Het zijn allemaal sterren die ontstaan zijn in dezelfde gaswolk en hebben tevens dezelfde leeftijd. Kan een paar jaar (kan een paar duizend, tienduizend jaar schelen). Maar ook de ruimtelijke beweging t.o.v. onze Zon is gelijk.

De ‘eigen bewegingen’ van de Hyaden sterren.

Eigen bewegingen kunt u vertalen in bewegingen aan de hemel. En door al die bewegingen keer op keer te meten en na te meten is gebleken dat de richtingen waar de sterren naartoe bewegen, niet precies parallel lopen en doorgaans uit elkaar ..... maar in het geval van de Hyaden bewegen ze juist naar elkaar toe.

Valt dat ook te verklaren? Jawel. De Hyaden cluster beweegt door zijn ruimtelijke beweging verder en verder van de Zon af. Nou naar mate deze open sterren cluster zich verder van de Zon verwijderd, lijkt de afstand tussen de sterren kleiner te worden … door de steeds grotere afstand uiteraard … en (uiteindelijk) ergens op een bepaald punt aan de hemel één grote stip te vormen en dit punt noemen ze het convergentiepunt. Simpel gezegd, het samenvoeg punt (al is dat dus niet echt het geval). Een mooi voorbeeld van een convergentiepunt komt u veel tegen op snelwegen. De soms zo vreselijk irritante puntstukken, waar veel automobilisten tot het laatste stukje van het puntje doorrijden alvorens in te voegen. Het zijn de plaatsen waar rijbanen worden samengevoegd. Twee rijbanen convergeren in één rijbaan.

Het draait allemaal om meetkunde … dus om geometrie en de meest duidelijke omschrijving van wat meetkunde (geometrie) precies is, is volgens mij deze van mijzelf. En er zullen echt wel betere zijn ... maar ik mag mijzelf toch wel eens een veer in het bevallige kontje steken?

Meetkunde is het onderdeel van wiskunde dat zich dus volledig richt op de maatvoering, het bepalen van alle afstanden, alle afmetingen,alle  diverse vormen, de – relatieve- positie van die vormen en al de eigenschappen van de betreffende ruimte.

Door optimaal gebruik te maken van geometrie (want dat klinkt dus én duurder én uiteraard ook veel interessanter dan het woord meetkunde) kon/kan men afleiden dat de hoekstand 0 (zie bovenste eigen tekening) tussen een ster en het convergentiepunt, gelijk is aan de hoek tussen de radiële snelheid van de ster en de totale ruimtelijke snelheid van die ster.

Radiële snelheid klinkt heel intelligent maar is gewoon de snelheid waarmee een object langs de gezichtslijn beweegt.

De radiële snelheid van een ster is positief wanneer de ster van de waarnemer af beweegt en is dus negatief wanneer de ster naar de waarnemer toe beweegt.

Wanneer de afstand van een ster bekend is kan uit de bewegingen van de ster aan de hemel (t.o.v. de achtergrondsterren) de tangentiële snelheid berekend worden en samen met de radiële snelheid geeft dit de ruimtelijke snelheid.

Tangentiële snelheid? Dat even uitleggen is niet echt makkelijk, want je komt het gewoon niet tegen in het dagelijkse leven, maar goed. Bij versnellingen kent men twee componenten. De tangentiële versnelling (die is rakend aan de baan) en de normaalversnelling (loodrecht op de tangentiële versnelling). En nou weet u het nog steeds niet. ;-)

De tangentiële versnelling heeft in elk punt dezelfde richting als de snelheid. En deze tangentiële versnelling is verantwoordelijk voor de toename van de grootte van de snelheid.

Dan de normaalversnelling, die staat in elk punt loodrecht op de snelheidsvector. De normaalversnelling kan de grootte van de snelheid niet beïnvloeden, maar is wel degelijk verantwoordelijk voor de richtingsverandering van de snelheidsvector en daardoor dus tevens voor de kromming van de baan.

Hoe groter de kromming van de baan in een vooraf vastgesteld punt, hoe groter de normaalversnelling.

Of u het nu snapt weet ik niet, maar ik zou gewoon geen andere wijze weten om het uit te leggen. Maar is verder ook totaal niet van belang bij de methode van het convergentiepunt berekenen.

Heb er nog wel een voorbeeld van. Maar omdat het verder niet van belang is en ik eigenlijk ook niet weet waarom ik hierover begon laat ik het bij het voorbeeldje … is een mooie break tussen dit vetgedrukte en het vervolg van het artikel.

Dit voorbeeld geeft het heel duidelijk weer ... denk ik.

Terug naar wat wel van belang is, de radiële snelheid. Deze is redelijk eenvoudig meetbaar door de verschuiving van de spectraallijnen van een ster door het beroemde Doppler effect. Het Doppler effect is de waargenomen verandering van frequentie van geluid, licht of andere golfverschijnselen, door een snelheidsverschil tussen de zender en de ontvanger.

Spectraallijnen zijn absorptielijnen (ook wel emissielijnen genoemd) die corresponderen met respectievelijk het uitzenden of absorberen van een golflengte binnen het elektromagnetisch spectrum door een stralingsbron.

Door de verschuiving van spectraallijnen van een ster te meten ... komen we aan de radiële snelheid en kunnen we dus de totale snelheid van een ster bepalen. Maar daarnaast ook de component van de snelheid van de ster zoals die aan de hemel wordt geprojecteerd en ook in kilometers per seconde.

Deze snelheid is precies gelijk aan de dus al eerder genoemde eigen beweging van een ster, de schijnbare beweging van een ster langs de hemel, zoals dus gemeten vanaf de Aarde in milliboogseconden per jaar. Uit deze twee snelheden kan direct de afstand worden bepaald.

Over de Hyaden:

De Hyaden zijn een echt uniek object, doordat de cluster vrij dicht bij de Zon staat (is maar slechts een afstandje van 1.434.500.000.000.000 km). Op deze manier kan men ineens de afstand tot een groep van wel duizenden sterren bepalen, die niet alleen even ver weg staan, maar die dus ook even oud zijn. Dit laatste helpt ons het ontstaan en de evolutie van sterren van verschillende massa te gaan begrijpen. Doordat alle sterren van de Hyadencluster even ver weg staan, heeft dit als voordeel dat er minder verschillende fouten tussen deze sterren onderling ontstaan.

Maar er kleeft wel een heel pietlullig nadeeltje aan. Pietlullig maar hoor, maar toch wel van significant belang. ;-)

Het nadeel is dus dat de nauwkeurigheid van de afstandsbepaling van de verder weg gelegen sterren zeer sterk afhing/hangt van de voor de Hyaden bepaalde afstand. Is deze een ietsie pietsie fout, dan is de rest dat dus ook. Maar een kniesoor die daar op let en bovendien, we zullen het toch nooit precies weten en dus waar maken we ons druk om? En nee er zal ook echt nooit een wezen wat daar vandaan komt ons een keertje komen wijzen op het door ons al dan niet gemaakte foutje.

*Candice*

06/10/2019 11:41

Reacties (0) 

Copyright © Tallsay.com. Alle rechten voorbehouden.
Door gebruik te maken van deze website geef je aan dat je onze Algemene voorwaarden en ons Privacy statement accepteert