|
Astronomiske avstandsenheter Av Birger Andresen
Middelavstanden til Månen er 384 390 km. Dette er en avstand vi kan ha et visst forhold til ved å si at den tilsvarer knapt ti ganger rundt Jorda ved ekvator eller ca. 3500 turer frem og tilbake fra Trondheim til Oslo langs E6 over Dovre. Vi skjønner også at det er langt når vi sier at det ville tatt fem måneder og en uke å kjøre tilsvarende avstand med bil dersom vi kjørte 100 km/t dag ut og dag inn uten pause. Men ut over dette blir det temmelig meningsløst å bruke km eller mil. Derfor brukes andre avstandsenheter når vi skal begi oss ut i det store verdensrommet. Astronomisk Enhet Lysår Dersom vi krymper universet med en faktor 10 milliarder slik at 100 000 km blir til 1 cm, så er Månen 3.8 cm unna Jorda, mens Sola og Pluto er henholdsvis 15 og ca. 600 meter unna oss. Det er da ca. 400 mil til nærmeste stjerne. Parsec Enheten parsec er ikke så mystisk som man først kan få inntrykk av. Den er avledet av begrepet trigonometrisk parallakse, også kalt geometrisk parallakse, som tar utgangspunkt i at retningen til et objekt forandrer seg litt når vi ser det fra to ulike steder. En parsec tilsvarer den avstanden et objekt må ha fra Sola for at dets trigonometriske parallakse skal være nøyaktig ett buesekund. Dette kalles Parallax Second, hvor de fete bokstavene til sammen blir Parsec. En detaljert forklaring på begrepet parallakse er gitt i Vedlegg A. Hipparcos-satellitten, som den europeiske romfartsorganisasjonen ESA skjøt opp i 1989, har målt trigonometriske parallakser helt ned til 0.001 buesekunder. Dette tilsvarer avstander på inntil 1000 pc eller ca. 3 262 lysår. Satellitten har målt avstanden til omtrent 100 000 stjerner, og har bidratt sterkt til å øke vår forståelse av hvor stort universet er. Det er mulig at bedre instrumenter på nyere satellitter nå har gjort pålitelige parallaksemålinger av enda fjernere objekter. ___________________________ VEDLEGG A Forklaring av trigonometrisk parallakse La oss starte litt jordnært . Dersom du står 10 meter fra en tynn vertikal stav og går en meter rett til siden, så vil retningen til staven endre seg 5.71° . Den trigonometriske parallaksen er da på 5.71° . På samme måte vil en nær stjerne "flytte seg" i forhold til fjernere stjerner når Jorda beveger seg rundt Sola. Den vil bevege seg litt frem og tilbake langs en rett linje i løpet av et år som vist på Figur 1 dersom stjernen ligger i eksakt samme plan som jordas bane (i ekliptikken), mens den vil beskrive en liten sirkel dersom den ligger nær en av himmelpolene. Stjerner med posisjon mellom disse ytterpunktene beskriver en ellipse som blir mer og mer flattrykt jo nærmere ekliptikken stjernen ligger. Egentlig blir banen en spiral fordi Sola også beveger seg i forhold til stjernen. Siktelinjen fra Sola til stjernen endrer seg derfor litt fra et år til det neste. Men la oss for enkelhets skyld se bort fra Solas bevegelse når vi beskriver prinsippene for parallaktisk bevegelse. Den kan lett forvirre oss, og den lar seg allikevel lett identifisere i praksis. Det er uansett den vinglingen rundt denne siktelinjen som Jordas årlige bevegelse rundt Sola forårsaker som definerer den trigonometriske parallaksen. Figur 1 : Bevegelsen til en nær stjernes i ekliptikken i løpet av et år som følge av at Jorda beveger seg rundt Sola i en avstand av 1 A.E. Den trigonometiske parallaksen er vinkelen mellom linjene fra stjernen til J2 og fra stjernen og J3. Den stiplede siktelinjen mellom Sola og stjernen endrer seg litt med tiden dersom de to stjernene ikke beveger seg like mye oppover eller nedover på figuren. Fra Ringnes, Klassisk og Moderne Astronomi, Aschehoug (1978). Ved å måle banen til stjernen gjennom året kan vi regne ut den trigonometriske parallaksen til stjernen som er definert på samme måte som for staven med den forskjell at vi skal bevege oss 1 A.E., og ikke 1 meter, til side for siktelinjen til stjernen. Den trigonometriske parallaksen betegnes gjerne i astronomien med den greske bokstaven pi (p ). Situasjonen er vist på figuren til høyre som er hentet fra Nortons Star Atlas, 16. utgave, Gall & Inglis, Edinburgh (1978). Stjernen er i virkeligheten mye lengre unna. En Parsec (avledet fra Parallax Second) er den avstanden en stjerne må ha for at dens trigonometriske parallakse skal være nøyaktig 1 buesekund = 1/3600 av en grad. Det er den dersom stjernen er 3.2616 lysår unna oss. _______________________________
|