Afstanden til stjernerne

Af Erling Poulsen

Ptolemæus (o. 150 e.Chr) udviklede et verdenssystem, der fungerede godt (var nogenlunde i overensstemmelse med observationerne) i mange år.
Systemet havde Jorden i midten (geocentrisk), og Måne, Sol, planeter og stjerner kredsende udenom. Planeterne bevægede sig i epicykler (dvs. cirkler der bevæger sig på cirkler), og da datidens fysik ikke tillod tomt rum, kunne man beregne universets størrelse ved at fylde rummet med cirkler på cirkler.
På denne spekulative måde nåede han en afstand fra Jorden til fiksstjernerne på ca. 10000 jorddiametre eller 17 gange Jord-Sol afstanden.
Omkring år 1700 havde de fleste astronomer forkastet Ptolemæus’ system og var blevet overbeviste om, at Solen var i midten (heliocentrisk system).
Jordens bevægelse omkring Solen forsynede dem med en gevaldig basislinie til måling af fiksstjerneafstande ved parallaksemetoden¹, nemlig jordbanediametren.
Opgaven var nu at måle den årlige parallakse for de nærmeste stjerner; Da man ikke viste hvilke der var nærmest, måtte man holde øje med positionen for så mange som muligt.

 

Rømer og parallaksen
Vor landsmand Ole Rømer beskæftigede sig også med fiksstjerneparallakser. Det mest komplette stjernekatalog var Tycho Brahes, der indeholdt positionerne for ca. 1000 stjerner.
Ole Rømer havde et indgående kendskab til kataloget fra sit studenterjob på Rundetaarn i 1660’erne.
Udfra Tychos målinger kom han frem til, at alle stjernerne har en parallakse på under 3,5′ (bueminut²), hvilket placerer stjernerne i en afstand af mere end 1000 AU³.
Et andet sted i sine noter anslår han afstanden til over 2000 AU (Adversaria fol. 17a+27a). Da de afstande, Rømer udregner, er meget store, omregner han afstanden til både lydtidsafstand (14000 år) og, af interesse for os i dag, også til lystidsafstand (8 lysdage).
Rømer prøvede at måle parallaksen på følgende smarte måde:
Han valgte to stjerner, Vega og Sirius, som står omtrent modsat på himmelkuglen. Om foråret ses de begge om aftenen, Sirius i syd og Vega i nord. Om efteråret ses de om morgenen de samme steder. Nu var det ret enkelt at måle vinklen mellem dem med hans meridiankreds, og det kunne gøres meget præcist. Da begge stjerner stod lavt ved målingen, måtte han være sikker på refraktionens størrelse og det var han. Vinkelsummen i en firkant er 360˚, så der gælder at 360˚=w+360˚-v+pv+ps eller v-w=pv+ps, hvis han altså målte de to vinkler og fandt forskellen, så havde han summen af de to stjerners parallakse, hvis v var forskellig fra w, var det bevist, at Jorden bevægede sig rundt om Solen.

Nyere målemetoder
Selvom Ole Rømer forbedrede astrometrien (positions-astronomien) væsentligt ved sin opfindelse af meridiankredsen (Den første var opstillet i Vridsløsemagle, og blev senere flyttet til Rundetaarn), gik der alligevel over hundrede år, før det i 1838 lykkedes Bessel at måle den første stjerneparallakse og derved en sikker stjerneafstand.
Måling af stjerneparallakser fra Jorden foregik dengang og foregår stadigvæk med meridiankreds.
Her i rumalderen er det blevet muligt at sende astrometriske satellitter i kredsløb. Især bør nævnes Hipparcos-satellitten, hvis højteknologiske udstyr kan måle stjerneparallakser med en middelfejl på 0,002″(buesekund⁴)

Når man iagttager objekter længere væk, bliver man nødt til at anvende den viden, man på anden vis har om objekterne til at finde afstanden.
De fleste af metoderne bygger på astrofysiske teorier om objekterne. Teorierne udsiger noget om deres energiudsendelse (absolute lysstyrke). Når man så ved, at et objekts lysstyrke formindskes med kvadratet på afstanden, kan en sammenligning med den tilsyneladende lysstyrke fortælle, hvor langt det er væk.

Ofte kan man udfra en stjernes farve (spektraltype) indpasse den i et Hertzsprung-Russel Diagram (danskeren Ejnar Hertzsprung og amerikaneren Henry Russel fandt i begyndelsen af århundredet en sammenhæng mellem stjerners energiudsendelse og deres spektraltype (temperatur)). Sammenhængen indtegnes ofte i et koordinatsystem (Hertzsprung-Russel Diagram).
Visse stjerners lys varierer periodisk (Cepheider). Der er fundet en sammenhæng mellem perioden og den samlede lysudsendelse, hvorfor en måling af perioden kan omregnes til afstanden.
Det har vist sig, at når energiproduktionen i tunge stjerners centrum ophører, vil de centrale dele implodere (supernovaer). Energiproduktionen ved processen er ret ens fra stjerne til stjerne, så den absolutte lysstyrke af supernovaer er kendt.
Det er især på den sidste måde lykkedes at måle afstande til meget fjerne galakser, og det har vist sig, at både store galaksers diameter og samlede lysudsendelse er inden for ret snævre grænser. Derfor kan afstanden til disse objekter måles ved en vinkeldiameter bestemmelse og en måling af lysstyrken.
I 1920’erne viste undersøgelser foretaget af Edwin Hubble, at fjerne galaksers lys var mere rødt end det skulle være og at forskellen i farve hang sammen med deres afstande.
Denne sammenhæng kan direkte anvendes til afstandsbestemmelse.
Jo længere afstande der måles i Universet, jo mere usikre er de, selvom øget astrofysisk viden hjælper på metoderne.

¹)Parallaksen for et objekt er den lille forskel i sigteretningen til objektet, man kan iagttage fra to forskellige steder. De to steders forbindelseslinie kaldes basislinien.

²)Et bueminut (‘) er 1/60 grad, det menneskelige øje kan skelne genstande som er mere end 2′ fra hinanden.

³) 1 AU (astronomical unit) er middelafstanden mellem Jorden og Solen, 149,6 mill. km.

⁴) 1″ = 1/60′ = 1/3600 grad.