Indholdsfortegnelse
Afstande På Jorden Og I Solsystemet Målt Vha. Vinkler
Parallaksemetoden
Afstandsbestemmelse Vha. Størrelsesklasser
Supernovaer Til Afstandsbestemmelse
Optimer dit sprog - Læs vores guide og scor topkarakter
Uddrag
Parallaksemetoden anvendes til at måle afstanden fra Jorden til en bestemt stjerne. Denne metode udnytter, at Jorden foretager en årlig omkredsbevægelse om Solen.
Jordens position E og jordens position F repræsenterer henholdsvis Jorden's placering under den første og anden måling.
Hver af disse positioner danner retvinklede trekanter sammen med Solen og stjernen. Selvom vinklen i praksis er meget lille, er det ikke så simpelt at måle disse afstande som det kan se ud på tegningen.
Astronomerne anvender en enhed kaldet parsec (pc), som defineres som den afstand, en stjerne befinder sig på, hvis dens årlige parallakse netop er et buesekund.
***
Metoden involverer at måle mængden af lys, som de forskellige stjerner udsender på himlen, og dermed bestemme deres størrelsesklasse. Dette giver os information om hvor lysstærke eller svage stjernerne er i forhold til hinanden.
Oldtidens størrelsesklassebegreber
I oldtiden blev stjernerne opdelt i 6 forskellige størrelsesklasser, hvor klasse 1 repræsenterede de mest lysstærke stjerner, mens klasse 6 omhandlede de svageste stjerner.
Denne inddeling var begrænset til de stjerner, der kunne ses med det blotte øje, da teleskopet først blev opfundet i det 17. århundrede.
Denne metode var udelukkende baseret på observatørens visuelle indtryk og synssans. I modsætning hertil er nutidens klassificering mere objektiv, da den bruger måleinstrumenter til at præcist måle lysstyrken af stjernerne.
Nutidens størrelsesklassebegreber
I nutiden anvender man stadig den tilsyneladende størrelsesklasse til at beskrive stjerner, dog med en væsentlig ændring.
Man har inkluderet vores sol som en negativ størrelsesklasse, da den lyser meget kraftigere end de fleste andre stjerner, som vi kan observere.
Dette betyder, at man ikke følger oldtidens metode nøjagtigt. I dag opererer vi derfor med to forskellige koncepter inden for størrelsesklassifikation:
En stjernes tilsyneladende størrelsesklasse, betegnet som m, repræsenterer den størrelsesklasse, som en stjerne har, når den observeres fra Jorden.
Denne størrelsesklasse måles direkte ved at observere stjernens tilsyneladende lysstyrke. Det vil sige, man vurderer stjernens lysstyrke ud fra den observation, der gøres fra vores position på Jorden.
En stjernes absolutte størrelsesklasse, betegnet som M, repræsenterer den størrelsesklasse, som vi ville observere, hvis stjernen befandt sig 10 parsec (parallakse-sekunder) fra Jorden.
For at bestemme den absolutte størrelsesklasse undersøger man stjernens spektralklasse, som giver information om dens intrinsikke lysstyrke uafhængigt af dens afstand til os.
Skriv et svar