3 Plaatsbepaling en afmetingen

Om de plaats van een hemellichaam in het heelal vast te leggen zijn drie getallen nodig. Het meest gebruikte coordinatenstelsel gebruikt bolcoordinaten: de richting naar het hemellichaam wordt vastgelegd door twee hoeken: rechte klimming (Eng.: right ascension), symbool en afgekort RA en declinatie ( en Dec). Het derde benodigde getal is de afstand .

Figuur 29: Rechte klimming en declinatie .

Rechte klimming en declinatie van een hemellichaam zijn vrijwel onmiddelijk vrij nauwkeurig te bepalen. Deze twee hoeken leggen de plaats van een object op de hemel''bol'' vast op een overeenkomstige manier als bij geografische coordinaten op de aarde; RA is het equivalent van de geografische lengte, Dec van de breedte. Het coordinatenstelsel zit vast aan de sterren (dus de coordinaten van een ster zijn constant en hangen niet van het uur van de dag af). Het stelsel is zo gekozen dat de hemelnoord- en -zuidpool recht boven de noord- en zuidpool van de aarde liggen; op de hemelnoordpool is de declinatie +90, op de hemelequator 0 en op de hemelzuidpool -90 (Fig. 29); de rechte klimming wordt gemeten vanaf een vast punt tussen de sterren (het lentepunt, het punt waar de zon in de lente vanaf de aarde gezien de hemelequator kruist). Booggraden () worden onderverdeeld in boogminuten () en boogseconden (); (arcminutes en arcseconds). Er gaan 60 boogminuten in een graad en 60 boogseconden in een boogminuut. De rechte klimming wordt meestal in uren uitgedrukt; 24 uur komt overeen met een volledige cirkel van 360 (dus 1 uur = 15). Deze uren () worden ook weer onderverdeeld in minuten () en seconden (). De coordinaten van een ster worden meestal als volgt gegeven: RA 121311, Dec 241254.

Omdat de stand van de aardas in de ruimte niet constant is maar elke 26000 jaar een kegel beschrijft (precedeert), moet bij een stercoordinaat ook altijd het tijdstip (de ``epoch'') opgegeven worden. Meestal gebruikt men 1950.0 of 2000.0.

Meer details over hoe een ster te vinden aan de hemel komen aan de orde in het sterrenkundig praktikum. Veel sterrenkundigen weten overigens over dit onderwerp niet veel meer dan hier beschreven staat: elke moderne telescoop beschikt over een richtsysteem dat automatisch de juiste RA en Dec instelt (het is wel aardig als je er genoeg van afweet om niet op sterren onder de horizon te richten natuurlijk...).

Het grote hete hangijzer is de afstand. Dit is een grootheid die niet eenvoudig te bepalen is. Een blik op de hemel maakt dit duidelijk: de richting van een ster is evident, maar de sterren lijken allemaal even ver weg (ongeveer zo ver als de horizon, zou je denken, maar veel mensen schatten de diameter van de maan als hij hoog aan de hemel staat op 5 cm, wat erop wijst dat voor hen de subjectieve afstand tot de hemelbol zo'n 6 m is). De werkelijke afstanden zijn natuurlijk zeer groot.

Er bestaat een groot aantal manieren om de afstand tot hemellichamen te schatten. Vrijwel allemaal zijn ze op twee hoofdprincipes gebaseerd. De geometrische methodes gaan er van uit dat je een afmeting of een snelheid kent en hem tevens geprojekteerd op de hemel kan waarnemen. De fysische methodes veronderstellen dat je weet hoeveel elektromagnetische straling (licht bijvoorbeeld) een hemellichaam uitzendt en dat je tevens kan meten hoeveel straling bij de aarde aankomt. Ik bespreek hier kort de basisprincipes. Afstandsbepaling vormt een van de centrale problemen in de sterrenkunde en zal ook later nog aan de orde komen.


[INDEX]