Warning, /education/kstars/po/nl/docs/kstars/cosmicdist.docbook is written in an unsupported language. File is not indexed.

 <sect1 id="ai-cosmicdist">
 <sect1info>
 <author
 ><firstname
 >Akarsh</firstname
 > <surname
 >Simha</surname
 > </author>
 </sect1info>
 <title
 >Kosmische afstandenladder</title>
 <indexterm
 ><primary
 >Kosmisce afstandenladder</primary
 ></indexterm>
 <para
 >De kosmische afstandenladder is een opeenvolging van verschillende methoden voor het bepalen van de afstanden van objecten aan de hemel. Sommige hiervan, zoals de <link linkend="ai-parallax"
 >parallax</link
 > zijn alleen bruikbaar voor nabije objecten. Andere, zoals de   <firstterm
 >kosmologische roodverschuiving</firstterm
 >, kunnen alleen op ver verwijderde melkwegstelsels worden toegepast. Er zijn dus meerdere methoden, elk met hun beperkt toepassingsbereik, vandaar de naam ladder. </para>
 <sect2>
 <title
 >Directe metingen</title>
 <para
 >Onderaan de ladder staan de objecten waarvan de afstanden direct kunnen worden gemeten, zoals de maan (zie <ulink url="https://en.wikipedia.org/wiki/Lunar_Laser_Ranging_experiment"
 >Maanafstanden meten met laser</ulink
 >). Met dezelfde techniek, nu met radiogolven, worden de afstanden gemeten van planeten. </para>
 
 <para
 >Afstanden van nabije sterren, kunnen worden bepaald door hun <link linkend="ai-parallax"
 >parallax</link
 > te meten. </para>
 </sect2>
 
 <sect2>
 <title
 >Standaard kaarsen</title>
 <para
 >"Standaard kaarsen" zijn objecten, waarvan de intrinsieke helderheid met zekerheid bekend is. De schijnbare <link linkend="ai-magnitude"
 >magnitude</link
 > is de helderheid waarmee een object aan ons verschijnt, en is gemakkelijk te meten, maar is niet de werkelijke (intrinsieke) helderheid. Verre objecten lijken minder helder, omdat het licht dat ze uitstralen over een groter oppervlak wordt verspreid. </para
 ><para
 >In overeenstemming met de <firstterm
 >wet van omgekeerde kwadraten</firstterm
 > voor lichtintensiteit, neemt de hoeveelheid licht die we van een object waarnemen af met het kwadraat van de afstand (dus met afstand*afstand). We kunnen nu  de afstand van een object berekenen, als we weten hoe helder dit object werkelijk is (absolute magnitude: 'M'), en hoe helder we het zien, hier op aarde (schijnbare magnitude: 'm'). We kunnen de <firstterm
 >afstandsmodulus</firstterm
 > als volgt definiëren: </para
 ><para
 >Afstandsmodulus = M - m = 5 log<subscript
 >10</subscript
 > d - 5 </para
 ><para
 >Hierin is 'd' de afstand gemeten in <link linkend="ai-parallax"
 >parsecs</link
 >. </para>
 <para
 >Voor de objecten die we standaard kaarsen noemen, kennen we op een of andere andere manier hun intrinsieke  helderheid, en kunnen we dus hun afstanden berekenen. </para>
 <para
 >"Standaard kaarsen" in de astronomie zijn: <itemizedlist>
 
 <listitem
 ><para
 >Cepheïde variabele sterren: een type periodiek variabele ster waarvan er een verband bestaat tussen de variatieperiode (in de waargenomen helderheid) en de lichtkracht (en dus de absolute helderheid).</para
 ></listitem>
 
 <listitem
 ><para
 >RR Lyrae variabelen: Een ander soortgelijk type variabele ster met een bekend verband tussen variatieperiode en lichtkracht.</para
 ></listitem>
 
 <listitem
 ><para
 >Type Ia supernova's: Deze supernova's hebben een zeer goed gedefinieerde lichtkracht, als gevolg van de natuurkundige wetten die er een rol spelen, en kunnen dus als standaard kaarsen dienen.</para
 ></listitem>
 
 </itemizedlist>
 </para>
 </sect2>
 
 <sect2>
 <title
 >Andere methoden</title>
 <para
 >Er zijn vele andere methoden. Sommige berusten op de natuurkundige wetten voor sterren, zoals de betrekkingen tussen lichtkracht en kleur voor diverse typen van sterren (vaak weergegeven in een <firstterm
 >Hertzsprung-Russel Diagram</firstterm
 >). Sommige werken voor sterrenhopen, zoals de <firstterm
 >Methode met behulp van bewegingen in een sterrenhoop</firstterm
 >, en de <firstterm
 >Methode met behulp van aanpassen aan de hoofdreeks</firstterm
 >. De <firstterm
 >Tully-Fisher relatie</firstterm
 > tussen de helderheid van een spiraalnevel en zijn rotatie kan worden gebruikt voor de berekening van de afstandsmodulus, omdat de rotatie van een melkwegstelsel makkelijk te meten is met behulp van het <firstterm
 >Dopplereffect</firstterm
 >. Afstanden van verre melkwegstelsels kunnen worden bepaald met behulp van hun <firstterm
 >Kosmologische roodverschuiving</firstterm
 >, dit is de roodverschuiving van het licht, afkomstig van verre melkwegstelsels, die het gevolg is van het uitdijen van het heelal. </para>
 <para
 >Voor meer informatie, zie <ulink url="https://en.wikipedia.org/wiki/Cosmic_distance_ladder"
 >Wikipedia on Cosmic Distance Ladder</ulink
 >. Deze informatie is helaas in het Engels. U heeft misschien meer succes dan de vertaler als u googelt op "kosmische afstandsladder", om informatie te krijgen in het Nederlands.  </para>
 </sect2>
 </sect1>