Drabina kosmicznej odległości - Cosmic distance ladder

Kosmiczne drabiny odległość (znany również jako pozagalaktycznego skali odległość ) jest następstwo metod, dzięki którym astronomowie określają odległości do ciał niebieskich. Prawdziwy bezpośredni pomiar odległości obiektu astronomicznego jest możliwy tylko dla tych obiektów, które znajdują się "wystarczająco blisko" (w promieniu około tysiąca parseków ) od Ziemi. Wszystkie techniki określania odległości do bardziej odległych obiektów opierają się na różnych zmierzonych korelacjach między metodami, które działają na bliską odległość, a metodami, które działają na większe odległości. Kilka metod opiera się na standardowej świecy , która jest obiektem astronomicznym o znanej jasności .

Analogia do drabiny powstaje, ponieważ żadna pojedyncza technika nie może mierzyć odległości we wszystkich zakresach spotykanych w astronomii. Zamiast tego można użyć jednej metody do pomiaru odległości w pobliżu, drugiej do pomiaru odległości od bliskich do pośrednich i tak dalej. Każdy szczebel drabiny zawiera informacje, które można wykorzystać do określenia odległości na następnym wyższym szczeblu.

Pomiar bezpośredni

Astronom pokazuje zastosowanie paralaksy do pomiaru odległości. Jest on wykonany z części teleskopu Yale-Columbia refraktor (1924) uszkodzonej gdy pożary Canberra 2003 spalił się z montażu Stromlo Obserwatorium ; w Questacon , Canberra .

U podstawy drabiny znajdują się podstawowe pomiary odległości, w których odległości są wyznaczane bezpośrednio, bez fizycznych założeń co do charakteru danego obiektu. Precyzyjny pomiar pozycji gwiazd jest częścią dyscypliny astrometrii .

Jednostka astronomiczna

Bezpośrednie pomiary odległości opierają się na jednostce astronomicznej (AU), która jest zdefiniowana jako średnia odległość między Ziemią a Słońcem . Prawa Keplera dostarczają dokładnych proporcji rozmiarów orbit obiektów krążących wokół Słońca, ale nie dają żadnego pomiaru ogólnej skali układu orbit. Radar służy do pomiaru odległości między orbitami Ziemi a drugim ciałem. Na podstawie tego pomiaru i stosunku dwóch rozmiarów orbit obliczany jest rozmiar orbity Ziemi. Orbita Ziemi znana jest z absolutną dokładnością kilku metrów i względną dokładnością kilku części na 100 miliardów (1 x 10 -11 ).

Historycznie, obserwacje tranzytów Wenus miały kluczowe znaczenie dla określenia AU; w pierwszej połowie XX wieku ważne były również obserwacje asteroid . Obecnie orbita Ziemi jest wyznaczana z dużą precyzją za pomocą pomiarów radarowych odległości do Wenus i innych pobliskich planet i asteroid, a także poprzez śledzenie międzyplanetarnych statków kosmicznych na ich orbitach wokół Słońca przez Układ Słoneczny .

Paralaksa

Ruch paralaksy gwiezdnej z paralaksy rocznej. Połowa kąta wierzchołkowego to kąt paralaksy.

Najważniejsze podstawowe pomiary odległości pochodzą z paralaksy trygonometrycznej . W miarę jak Ziemia krąży wokół Słońca, położenie pobliskich gwiazd wydaje się nieznacznie przesuwać w stosunku do bardziej odległego tła. Przesunięcia te są kątami w trójkącie równoramiennym , przy czym 2 AU (odległość między skrajnymi pozycjami orbity Ziemi wokół Słońca) sprawia, że ​​podstawa trójkąta i odległość do gwiazdy są długimi ramionami o równej długości. Wielkość przesunięcia jest dość mała, mierząc 1 sekundę kątową dla obiektu w odległości 1  parseka (3,26 lat świetlnych ) najbliższych gwiazd, a następnie maleje pod względem kątowym wraz ze wzrostem odległości. Astronomowie zwykle wyrażają odległości w jednostkach parseków (paralaksy sekund kątowych); lata świetlne są używane w popularnych mediach.

Ponieważ paralaksa staje się mniejsza dla większej odległości gwiezdnej, użyteczne odległości mogą być mierzone tylko dla gwiazd, które są wystarczająco blisko, aby paralaksa była większa niż kilkukrotna precyzja pomiaru. Na przykład w latach 90. misja Hipparcos uzyskała paralaksy dla ponad stu tysięcy gwiazd z dokładnością do około milisekundy , zapewniając użyteczne odległości dla gwiazd z dokładnością do kilkuset parseków. Teleskop Hubble'a WFC3 ma teraz potencjał, aby zapewnić precyzję od 20 do 40 mikrosekund kątowych, umożliwiając niezawodne pomiary odległości do 5000 parseków (16 000 ly) dla małej liczby gwiazd. W 2018 r. Data Release 2 z misji kosmicznej Gaia zapewnia podobnie dokładne odległości do większości gwiazd jaśniejszych niż 15 magnitudo.

Gwiazdy mają prędkość względem Słońca, która powoduje ruch właściwy (poprzeczny w poprzek nieba) i prędkość radialną (ruch w kierunku lub od Słońca). Pierwsza jest określana poprzez wykreślenie zmieniającej się pozycji gwiazd na przestrzeni wielu lat, podczas gdy druga wynika z pomiaru przesunięcia Dopplera widma gwiazdy spowodowanego ruchem wzdłuż linii widzenia. Dla grupy gwiazd o tej samej klasie widmowej i podobnym zakresie jasności, średnią paralaksę można wyznaczyć na podstawie analizy statystycznej ruchów własnych względem ich prędkości radialnych. Ta statystyczna metoda paralaksy jest użyteczna do pomiaru odległości jasnych gwiazd powyżej 50 parseków i gigantycznych gwiazd zmiennych , w tym cefeid i zmiennych RR Lyrae .

Pomiary paralaksy mogą być ważną wskazówką do zrozumienia trzech najbardziej nieuchwytnych składników Wszechświata: ciemnej materii , ciemnej energii i neutrin .
Precyzyjny pomiar odległości gwiezdnej Hubble'a został rozszerzony 10 razy w głąb Drogi Mlecznej .

Ruch Słońca w przestrzeni zapewnia dłuższą linię bazową, która zwiększy dokładność pomiarów paralaksy, znanych jako paralaksa świecka . W przypadku gwiazd w dysku Drogi Mlecznej odpowiada to średniej linii bazowej wynoszącej 4 AU rocznie, podczas gdy dla gwiazd halo linia bazowa wynosi 40 AU rocznie. Po kilkudziesięciu latach linia bazowa może być o rzędy wielkości większa niż linia bazowa Ziemia-Słońce używana dla tradycyjnej paralaksy. Paralaksa świecka wprowadza jednak wyższy poziom niepewności, ponieważ względna prędkość obserwowanych gwiazd jest dodatkową niewiadomą. W przypadku zastosowania do próbek gwiazd wielokrotnych, niepewność można zmniejszyć; niepewność jest odwrotnie proporcjonalna do pierwiastka kwadratowego wielkości próbki.

Paralaksa gromady ruchomej to technika, w której ruchy poszczególnych gwiazd w pobliskiej gromadzie gwiazd mogą być wykorzystane do określenia odległości do gromady. Tylko gromady otwarte są wystarczająco blisko, aby ta technika była użyteczna. W szczególności odległość uzyskana dla Hiad była historycznie ważnym krokiem na drabinie odległości.

Inne pojedyncze obiekty mogą mieć wykonane dla nich podstawowe szacunki odległości w szczególnych okolicznościach. Jeśli rozszerzanie się obłoku gazu, takiego jak pozostałość po supernowej lub mgławica planetarna , można zaobserwować w czasie, to można oszacować odległość paralaksy ekspansji do tego obłoku. Pomiary te jednak obarczone są niepewnością co do odchylenia obiektu od kulistości. Gwiazdy binarne, które są zarówno wizualnymi, jak i spektroskopowymi układami podwójnymi, również mogą mieć szacowaną odległość w podobny sposób i nie cierpią na powyższą niepewność geometryczną. Wspólną cechą tych metod jest to, że pomiar ruchu kątowego jest połączony z pomiarem prędkości bezwzględnej (zwykle uzyskiwanej za pomocą efektu Dopplera ). Oszacowanie odległości pochodzi z obliczenia, jak daleko musi być obiekt, aby jego obserwowana prędkość bezwzględna pojawiła się wraz z obserwowanym ruchem kątowym.

W szczególności paralaksy ekspansji mogą dać fundamentalne szacunki odległości dla obiektów, które są bardzo daleko, ponieważ wyrzucone supernowe mają duże prędkości ekspansji i duże rozmiary (w porównaniu do gwiazd). Ponadto można je obserwować za pomocą interferometrów radiowych, które mogą mierzyć bardzo małe ruchy kątowe. Łączą się one, aby dostarczyć fundamentalnych szacunków odległości do supernowych w innych galaktykach. Choć cenne, takie przypadki są dość rzadkie, więc służą jako ważne kontrole spójności na drabinie odległości, a nie same kroki konia roboczego.

Świece standardowe

Prawie wszystkie obiekty astronomiczne używane jako fizyczne wskaźniki odległości należą do klasy o znanej jasności. Porównując tę ​​znaną jasność z obserwowaną jasnością obiektu, odległość do obiektu można obliczyć przy użyciu prawa odwrotności kwadratu . Te obiekty o znanej jasności nazywane są świecami standardowymi , wymyślonymi przez Henriettę Swan Leavitt .

Jasność obiektu może być wyrażona w postaci jego absolutnej wielkości . Ta wielkość jest wyprowadzona z logarytmu jasności widzianej z odległości 10 parseków . Widoczne wielkości , wielkość widziany przez obserwatora (przyrząd zwany bolometr jest stosowany) może być mierzona i używana bezwzględną wielkość, aby obliczyć odległość D do obiektu w parsekach w następujący sposób:

lub

gdzie m jest jasnością pozorną, a M jasnością bezwzględną. Aby to było dokładne, obie wielkości muszą znajdować się w tym samym paśmie częstotliwości i nie może być żadnego ruchu względnego w kierunku promieniowym. Potrzebne są pewne sposoby korekcji ekstynkcji międzygwiazdowej , która powoduje również, że obiekty wydają się słabsze i bardziej czerwone, zwłaszcza jeśli obiekt znajduje się w obszarze zapylonym lub gazowym. Różnicę między jasnością absolutną i pozorną obiektu nazywa się jego modułem odległości , a odległości astronomiczne, zwłaszcza międzygalaktyczne, są czasami stabelaryzowane w ten sposób.

Problemy

W przypadku każdej klasy świecy standardowej istnieją dwa problemy. Podstawowym z nich jest kalibracja , czyli określenie dokładnie jaka jest bezwzględna wielkość świecy. Obejmuje to zdefiniowanie klasy na tyle dobrze, aby można było rozpoznać elementy i znalezienie wystarczającej liczby elementów tej klasy o dobrze znanych odległościach, aby umożliwić określenie ich prawdziwej bezwzględnej wielkości z wystarczającą dokładnością. Drugi problem polega na rozpoznaniu członków klasy, a nie omyłkowym zastosowaniu standardowej kalibracji świecy na przedmiocie, który nie należy do klasy. Na ekstremalnych odległościach, czyli tam, gdzie najbardziej chciałoby się użyć wskaźnika odległości, ten problem z rozpoznaniem może być dość poważny.

Istotnym problemem związanym ze świecami standardowymi jest powracające pytanie o ich standard. Na przykład, wszystkie obserwacje wydają się wskazywać, że supernowe typu Ia, które znajdują się w znanej odległości, mają tę samą jasność (skorygowaną przez kształt krzywej jasności). Podstawę tej bliskości jasności omówiono poniżej; istnieje jednak możliwość, że odległe supernowe typu Ia mają inne właściwości niż pobliskie supernowe typu Ia. Wykorzystanie supernowych typu Ia ma kluczowe znaczenie dla określenia prawidłowego modelu kosmologicznego . Jeśli rzeczywiście właściwości supernowych typu Ia są różne na dużych odległościach, tj. jeśli ekstrapolacja ich kalibracji na dowolne odległości nie jest prawidłowa, ignorowanie tej zmienności może niebezpiecznie zniekształcić rekonstrukcję parametrów kosmologicznych, w szczególności rekonstrukcję parametru gęstości materii .

To, że nie jest to tylko kwestia filozoficzna, wynika z historii pomiarów odległości przy użyciu zmiennych cefeid . W latach pięćdziesiątych Walter Baade odkrył, że pobliskie zmienne cefeid używane do kalibracji standardowej świecy były innego typu niż te używane do pomiaru odległości do pobliskich galaktyk. Pobliskie zmienne cefeid były gwiazdami populacji I o znacznie większej zawartości metali niż gwiazdy odległej populacji II . W rezultacie gwiazdy populacji II były w rzeczywistości znacznie jaśniejsze, niż sądzono, a po korekcie podwoiło to odległości do gromad kulistych, pobliskich galaktyk i średnicy Drogi Mlecznej .

Syrena standardowa

Fale grawitacyjne pochodzące z fazy wdechowej zwartych układów podwójnych, takich jak gwiazdy neutronowe lub czarne dziury , mają tę użyteczną właściwość, że energia emitowana jako promieniowanie grawitacyjne pochodzi wyłącznie z energii orbitalnej pary, a wynikające z tego kurczenie się ich orbit jest bezpośrednio obserwowalne jako wzrost częstotliwości emitowanych fal grawitacyjnych. Aby zamówienie prowadzące The szybkość zmian częstotliwości jest dana przez

gdzie jest stałą grawitacyjną , jest prędkością światła i jest pojedynczą (dlatego obliczalną) liczbą zwaną masą chirp układu, kombinacją mas dwóch obiektów

Obserwując przebieg fali, można obliczyć masę ćwierkania, a następnie moc (szybkość emisji energii) fal grawitacyjnych. Tak więc takie źródło fal grawitacyjnych jest standardową syreną o znanej głośności.

Podobnie jak w przypadku świec standardowych, biorąc pod uwagę emitowane i odbierane amplitudy, prawo odwrotności kwadratu określa odległość od źródła. Istnieją jednak pewne różnice w stosunku do świec standardowych. Fale grawitacyjne nie są emitowane izotropowo, ale pomiar polaryzacji fali dostarcza wystarczających informacji do określenia kąta emisji. Detektory fal grawitacyjnych mają również anizotropowe wzorce antenowe, więc położenie źródła na niebie względem detektorów jest potrzebne do określenia kąta odbioru. Ogólnie rzecz biorąc, jeśli fala zostanie wykryta przez sieć trzech detektorów w różnych lokalizacjach, sieć zmierzy wystarczającą ilość informacji, aby wprowadzić te poprawki i uzyskać odległość. Również w przeciwieństwie do świec standardowych, fale grawitacyjne nie wymagają kalibracji względem innych miar odległości. Pomiar odległości oczywiście wymaga kalibracji detektorów fal grawitacyjnych, ale wtedy odległość jest zasadniczo podawana jako wielokrotność długości fali światła laserowego używanego w interferometrze fal grawitacyjnych .

Istnieją inne względy, które ograniczają dokładność tej odległości, poza kalibracją detektora. Na szczęście fale grawitacyjne nie podlegają wygaśnięciu ze względu na ingerujące medium absorbujące. Ale one przedmiotem soczewkowania grawitacyjnego , w taki sam sposób, jak światło. Jeśli sygnał jest silnie soczewkowany , może być odbierany jako wiele zdarzeń, rozdzielonych w czasie (np. odpowiednik wielu obrazów kwazara). Mniej łatwy do rozpoznania i kontrolowania jest efekt słabego soczewkowania , gdzie na ścieżkę sygnału w przestrzeni wpływa wiele małych powiększenia i depowiększenia. Będzie to ważne dla sygnałów pochodzących z kosmologicznych przesunięć ku czerwieni większych niż 1. Wreszcie sieci detektorów mają trudności z dokładnym pomiarem polaryzacji sygnału, jeśli układ binarny jest obserwowany prawie twarzą do siebie; takie sygnały obarczone są znacznie większymi błędami pomiaru odległości. Niestety, układy podwójne promieniują najsilniej prostopadle do płaszczyzny orbity, więc sygnały skierowane do przodu są z natury silniejsze i najczęściej obserwowane.

Jeśli układ podwójny składa się z pary gwiazd neutronowych, ich połączeniu będzie towarzyszyć eksplozja kilonowej / hipernowej, która może umożliwić dokładne określenie pozycji przez teleskopy elektromagnetyczne. W takich przypadkach przesunięcie ku czerwieni galaktyki macierzystej pozwala na określenie stałej Hubble'a . Tak było w przypadku GW170817 , który posłużył do wykonania pierwszego takiego pomiaru. Nawet jeśli nie można zidentyfikować elektromagnetycznego odpowiednika dla zespołu sygnałów, możliwe jest zastosowanie metody statystycznej do wywnioskowania wartości .

Standardowa linijka

Inną klasą fizycznego wskaźnika odległości jest standardowa linijka . W 2008 roku zaproponowano średnice galaktyk jako możliwą standardową linijkę do określania parametrów kosmologicznych. Niedawno wykorzystano skalę fizyczną odciśniętą przez oscylacje barionu akustycznego (BAO) we wczesnym wszechświecie. We wczesnym wszechświecie (przed rekombinacją ) bariony i fotony rozpraszają się i tworzą ściśle związany płyn, który może wspierać fale dźwiękowe. Fale pochodzą z pierwotnych zaburzeń gęstości i poruszają się z prędkością, którą można przewidzieć na podstawie gęstości barionowej i innych parametrów kosmologicznych. Całkowita odległość, jaką te fale dźwiękowe mogą przebyć przed rekombinacją, określa ustaloną skalę, która po rekombinacji po prostu rozszerza się wraz z wszechświatem. Dlatego BAO dostarcza standardową linijkę, którą można zmierzyć w przeglądach galaktyk na podstawie wpływu barionów na gromadzące się galaktyki. Metoda wymaga obszernego przeglądu galaktyk, aby ta skala była widoczna, ale została zmierzona z dokładnością na poziomie procentowym (patrz oscylacje akustyczne barionu ). Skala zależy od parametrów kosmologicznych, takich jak gęstość barionu i materii oraz liczba neutrin, więc odległości oparte na BAO są bardziej zależne od modelu kosmologicznego niż te oparte na lokalnych pomiarach.

Lekkie echa mogą być również używane jako standardowe linijki, chociaż prawidłowy pomiar geometrii źródła jest trudny.

Wskaźniki odległości galaktycznej

Z nielicznymi wyjątkami odległości oparte na bezpośrednich pomiarach są dostępne tylko do około tysiąca parseków, co stanowi skromną część naszej własnej Galaktyki. W przypadku odległości przekraczających tę wartość miary zależą od założeń fizycznych, to znaczy twierdzenia, że ​​rozpoznaje się dany obiekt, a klasa obiektów jest na tyle jednorodna, że ​​jej elementy mogą być użyte do sensownego oszacowania odległości.

Fizyczne wskaźniki odległości, stosowane na coraz większych skalach odległości, obejmują:

Dopasowanie sekwencji głównej

Kiedy absolutna jasność dla grupy gwiazd jest wykreślona w porównaniu z klasyfikacją widmową gwiazdy, na diagramie Hertzsprunga-Russella , znaleziono wzorce ewolucyjne, które odnoszą się do masy, wieku i składu gwiazdy. W szczególności w okresie spalania wodoru gwiazdy leżą wzdłuż krzywej na diagramie zwanej ciągiem głównym . Mierząc te właściwości z widma gwiazdy, można określić położenie gwiazdy ciągu głównego na diagramie H–R, a tym samym oszacować absolutną wielkość gwiazdy. Porównanie tej wartości z jasnością pozorną pozwala określić przybliżoną odległość, po skorygowaniu o międzygwiazdową ekstynkcję jasności z powodu gazu i pyłu.

W związanej grawitacyjnie gromadzie gwiazd, takiej jak Hiady , gwiazdy powstały mniej więcej w tym samym wieku i leżą w tej samej odległości. Pozwala to na stosunkowo dokładne dopasowanie sekwencji głównej, zapewniając zarówno wiek, jak i odległość.

Skala odległości pozagalaktycznych

Wskaźniki odległości pozagalaktycznej
metoda Niepewność dla pojedynczej galaktyki (mag) Odległość do Gromady Panny ( Mpc ) Zasięg (Mpc)
Cefeidy klasyczne 0,16 15–25 29
Novae 0,4 21,1 ± 3,9 20
Funkcja jasności mgławicy planetarnej 0,3 15,4 ± 1,1 50
Funkcja jasności klastra kulistego 0,4 18,8 ± 3,8 50
Fluktuacje jasności powierzchni 0,3 15,9 ± 0,9 50
Relacja Sigma-D 0,5 16,8 ± 2,4 > 100
Supernowe typu Ia 0,10 19,4 ± 5,0 > 1000

Skala odległości pozagalaktycznych to szereg technik stosowanych obecnie przez astronomów do określania odległości ciał kosmologicznych poza naszą własną galaktyką, których nie da się łatwo uzyskać tradycyjnymi metodami. Niektóre procedury wykorzystują właściwości tych obiektów, takie jak gwiazdy , gromady kuliste , mgławice i galaktyki jako całość. Inne metody opierają się bardziej na statystykach i prawdopodobieństwach takich rzeczy, jak całe gromady galaktyk .

Efekt Wilsona-Bappu

Odkryte w 1956 roku przez Olin Wilson i MK Vainu Bappu The efekt Wilson-Bappu wykorzystuje efekt znany jako spektroskopowych paralaksy . Wiele gwiazd ma w swoich widmach cechy , takie jak linia K wapnia , które wskazują na ich jasność absolutną . Odległość do gwiazdy można następnie obliczyć z jej pozornej wielkości za pomocą modułu odległości .

Istnieją poważne ograniczenia tej metody znajdowania odległości gwiazdowych. Kalibracja natężeń linii widmowych ma ograniczoną dokładność i wymaga korekty na ekstynkcję międzygwiazdową . Chociaż teoretycznie metoda ta zapewnia wiarygodne obliczenia odległości do gwiazd do 7 megaparseków (Mpc), jest zwykle używana tylko do gwiazd o setkach kiloparseków (kpc).

Cefeidy klasyczne

Poza zasięgiem efektu Wilsona-Bappu , następna metoda opiera się na relacji okres-jasność klasycznych cefeid gwiazd zmiennych . Do obliczenia odległości do galaktycznych i pozagalaktycznych cefeid klasycznych można wykorzystać następującą zależność:

Kilka problemów komplikuje użycie cefeid jako świec standardowych i jest aktywnie dyskutowanych, z których najważniejsze to: natura i liniowość relacji okres-jasność w różnych pasmach przepustowych oraz wpływ metaliczności zarówno na punkt zerowy, jak i nachylenie tych relacji, oraz wpływ zanieczyszczenia fotometrycznego (mieszanie) i zmieniającego się (zazwyczaj nieznanego) prawa ekstynkcji na odległości cefeid.

Te nierozwiązane kwestie zaowocowały przytoczonymi wartościami stałej Hubble'a w zakresie od 60 km/s/Mpc do 80 km/s/Mpc. Rozwiązanie tej rozbieżności jest jednym z głównych problemów astronomii, ponieważ niektóre parametry kosmologiczne Wszechświata mogą być znacznie lepiej ograniczone przez podanie dokładnej wartości stałej Hubble'a.

Cefeidy zmienne były kluczowym instrumentem we wniosku Edwina Hubble'a z 1923 roku, że M31 (Andromeda) była zewnętrzną galaktyką, w przeciwieństwie do mniejszej mgławicy w Drodze Mlecznej . Potrafił obliczyć odległość M31 do 285 Kpc, dzisiejsza wartość to 770 Kpc.

Jak do tej pory wykryto, NGC 3370, galaktyka spiralna w konstelacji Lwa, zawiera najdalsze cefeidy znalezione do tej pory w odległości 29 Mpc. Cefeidy zmienne nie są w żaden sposób doskonałymi znacznikami odległości: w pobliskich galaktykach mają błąd około 7% i do 15% błędu dla najdalszych.

Supernowe

SN 1994D (jasna plamka w lewym dolnym rogu) w galaktyce NGC 4526 . Zdjęcie wykonane przez NASA , ESA , The Hubble Key Project Team i The High-Z Supernova Search Team

Istnieje kilka różnych metod pomiaru odległości pozagalaktycznych za pomocą supernowych .

Pomiar fotosfery supernowej

Możemy założyć, że supernowa rozszerza się w sposób sferycznie symetryczny. Jeśli supernowa jest na tyle blisko, że możemy zmierzyć zasięg kątowy θ ( t ) jej fotosfery , możemy użyć równania

gdzie ω to prędkość kątowa, θ to zasięg kątowy. W celu uzyskania dokładnego pomiaru, konieczne jest, aby dwie uwagi oddzielone czas Æ t . Następnie możemy użyć

gdzie d oznacza odległość supernowa V ej jest prędkość promieniowy Productaname ejecta'S (można uznać, że V EJ jest równe V θ jeśli sferycznie symetryczne).

Ta metoda działa tylko wtedy, gdy supernowa jest wystarczająco blisko, aby móc dokładnie zmierzyć fotosferę. Podobnie, rozszerzająca się powłoka gazu w rzeczywistości nie jest ani idealnie kulista, ani idealnym ciałem doskonale czarnym. Również wymieranie międzygwiazdowe może utrudniać dokładne pomiary fotosfery. Problem ten jest dodatkowo zaostrzany przez supernową z zapadnięciem się jądra. Wszystkie te czynniki przyczyniają się do błędu odległości do 25%.

Krzywe jasności typu Ia

Supernowe typu Ia to jedne z najlepszych sposobów określania odległości pozagalaktycznych. Ia pojawiają się, gdy podwójny biały karzeł zaczyna akreować materię ze swojej gwiazdy towarzyszącej. Gdy biały karzeł zyskuje materię, w końcu osiąga swój limit Chandrasekhar wynoszący .

Po osiągnięciu gwiazda staje się niestabilna i przechodzi niekontrolowaną reakcję syntezy jądrowej. Ponieważ wszystkie supernowe typu Ia eksplodują z mniej więcej taką samą masą, ich wielkości bezwzględne są takie same. Dzięki temu są bardzo przydatne jako świece standardowe. Wszystkie supernowe typu Ia mają standardową niebieską i wizualną jasność

Dlatego podczas obserwacji supernowej typu Ia, jeśli można określić, jaka była jej szczytowa jasność, można obliczyć jej odległość. Nie ma konieczności uchwycenia supernowej bezpośrednio w jej szczytowej wielkości; przy użyciu metody kształtu wielokolorowej krzywej światła ( MLCS ), kształt krzywej jasności (wykonany w dowolnym rozsądnym czasie po początkowej eksplozji) jest porównywany z rodziną sparametryzowanych krzywych, które określą wielkość bezwzględną przy maksymalnej jasności. Ta metoda uwzględnia również wymieranie/zaciemnianie międzygwiazdowe od pyłu i gazu.

Podobnie, metoda rozciągania dopasowuje krzywe jasności poszczególnych supernowych do wzorcowej krzywej jasności. Ten szablon, w przeciwieństwie do kilku krzywych światła o różnych długościach fal (MLCS), jest tylko pojedynczą krzywą światła, która została rozciągnięta (lub skompresowana) w czasie. Używając tego współczynnika rozciągania , można określić wielkość piku.

Użycie supernowych typu Ia jest jedną z najdokładniejszych metod, zwłaszcza że wybuchy supernowych mogą być widoczne z dużych odległości (ich jasność dorównuje galaktyce, w której się znajdują), znacznie dalej niż zmienne cefeidy (500 razy dalej). Dużo czasu poświęcono na dopracowanie tej metody. Obecna niepewność zbliża się do zaledwie 5%, co odpowiada niepewności zaledwie 0,1 magnitudo.

Novae w wyznaczaniu odległości

Nowe mogą być używane w podobny sposób jak supernowe do wyznaczania odległości pozagalaktycznych. Istnieje bezpośredni związek między maksymalną jasnością nowej a czasem, w którym jej światło widzialne zmniejszy się o dwie wielkości. Wykazano, że ta relacja jest następująca:

Gdzie jest pochodną czasową mag nowej, opisującą średnie tempo spadku w ciągu pierwszych 2 magnitudo.

Po zniknięciu nowych są one mniej więcej tak jasne jak najjaśniejsze gwiazdy zmienne cefeidy, dlatego obie te techniki mają mniej więcej taką samą maksymalną odległość: ~ 20 Mpc. Błąd w tej metodzie daje niepewność rzędu ±0,4

Funkcja jasności klastra kulistego

W oparciu o metodę porównywania jasności gromad kulistych (zlokalizowanych w galaktycznych halo) z odległych galaktyk z gromadą w Pannie , funkcja jasności gromad kulistych niesie ze sobą niepewność odległości około 20% (lub 0,4 magnitudo).

Amerykański astronom William Alvin Baum jako pierwszy próbował użyć gromad kulistych do pomiaru odległych galaktyk eliptycznych. Porównał najjaśniejsze gromady kuliste w galaktyce Panny A z tymi w Andromedzie, zakładając, że jasności gromad były takie same w obu. Znając odległość do Andromedy, Baum założył bezpośrednią korelację i oszacował odległość Virgo A.

Baum używał tylko jednej gromady kulistej, ale pojedyncze formacje są często słabymi świecami standardowymi. Kanadyjski astronom René Racine założył, że użycie funkcji jasności gromad kulistych (GCLF) doprowadzi do lepszego przybliżenia. Liczba gromad kulistych w funkcji wielkości jest dana wzorem:

gdzie m 0 to wielkość obrotu, M 0 to wielkość gromady w Pannie, a sigma to dyspersja ~ 1,4 mag.

Należy pamiętać, że zakłada się, że wszystkie gromady kuliste mają mniej więcej takie same jasności we wszechświecie . Nie istnieje uniwersalna funkcja jasności gromad kulistych, która dotyczy wszystkich galaktyk.

Funkcja jasności mgławicy planetarnej;

Podobnie jak metoda GCLF, podobną analizę numeryczną można zastosować do mgławic planetarnych (zwróć uwagę na użycie więcej niż jednej!) w odległych galaktykach. Funkcja jasności mgławicy planetarnej (PNLF) została po raz pierwszy zaproponowana pod koniec lat 70. przez Hollanda Cole'a i Davida Jennera. Zasugerowali, że wszystkie mgławice planetarne mogą mieć podobną maksymalną jasność wewnętrzną, obliczoną obecnie na M = -4,53. To czyniłoby je potencjalnymi świecami standardowymi do określania odległości pozagalaktycznych.

Astronom George Howard Jacoby i jego koledzy zaproponowali później, że funkcja PNLF równa się:

Gdzie N(M) to liczba mgławic planetarnych o absolutnej jasności M. M* jest równa mgławicy o najjaśniejszej jasności.

Metoda wahań jasności powierzchni

Gromada galaktyk

Poniższa metoda dotyczy ogólnych nieodłącznych właściwości galaktyk. Metody te, choć z różnymi procentami błędów, mają możliwość oszacowania odległości powyżej 100 Mpc, chociaż zwykle stosuje się je bardziej lokalnie.

Metoda fluktuacji jasności powierzchniowej (SBF) wykorzystuje zastosowanie kamer CCD w teleskopach. Ze względu na przestrzenne fluktuacje jasności powierzchniowej galaktyki, niektóre piksele tych kamer wychwytują więcej gwiazd niż inne. Jednak wraz ze wzrostem odległości obraz będzie coraz gładszy. Analiza tego opisuje wielkość zmienności piksel na piksel, która jest bezpośrednio związana z odległością galaktyki.

Relacja Sigma-D

Związek Sigma D (lub Σ D związek) stosowany w eliptycznych galaktyk odnosi średnicę kątową (D) galaktyka jego rozproszenie prędkości . Ważne jest, aby dokładnie opisać, co reprezentuje D, aby zrozumieć tę metodę. Dokładniej, jest to średnica kątowa galaktyki do poziomu jasności powierzchniowej 20,75 B-mag arcsec -2 . Ta jasność powierzchniowa jest niezależna od rzeczywistej odległości galaktyki od nas. Zamiast tego D jest odwrotnie proporcjonalne do odległości galaktyki, reprezentowanej jako d. Zatem w tej relacji nie stosuje się standardowych świec. D zapewnia raczej standardową linijkę . Ta relacja między D i Σ to

Gdzie C jest stałą zależną od odległości do gromad galaktyk.

Ta metoda ma potencjał, aby stać się jedną z najsilniejszych metod obliczania odległości galaktycznych, być może przekraczając zakres nawet metody Tully-Fisher. Jednak na dzień dzisiejszy galaktyki eliptyczne nie są wystarczająco jasne, aby zapewnić kalibrację tej metody za pomocą technik takich jak cefeidy. Zamiast tego kalibrację przeprowadza się przy użyciu bardziej prymitywnych metod.

Nakładanie się i skalowanie

Do określania odległości do innych galaktyk potrzebna jest kolejność wskaźników odległości, czyli drabina odległości. Powodem jest to, że obiekty wystarczająco jasne, aby można je było rozpoznać i zmierzyć z takich odległości, są tak rzadkie, że w pobliżu jest ich niewiele lub nie ma ich wcale, więc jest zbyt mało przykładów wystarczająco bliskich z niezawodną paralaksą trygonometryczną, aby skalibrować wskaźnik. Na przykład zmienne cefeidy, jeden z najlepszych wskaźników dla pobliskich galaktyk spiralnych , nie mogą być jeszcze w zadowalający sposób skalibrowane przez samą paralaksę, chociaż misja kosmiczna Gaia może teraz rozwiązać ten konkretny problem. Sytuację dodatkowo komplikuje fakt, że różne populacje gwiazd na ogół nie mają w sobie wszystkich typów gwiazd. Zwłaszcza cefeidy są masywnymi gwiazdami o krótkim okresie życia, więc można je znaleźć tylko w miejscach, w których gwiazdy powstały bardzo niedawno. W konsekwencji, ponieważ galaktyki eliptyczne zwykle już dawno przestały tworzyć gwiazdy na dużą skalę, nie będą miały cefeid. Zamiast tego należy użyć wskaźników odległości, których początki znajdują się w starszej populacji gwiezdnej (takich jak zmienne nowe i RR Lyrae). Jednak zmienne RR Lyrae są mniej świecące niż cefeidy, a nowe są nieprzewidywalne i potrzebny jest intensywny program monitoringu – i szczęście w trakcie tego programu – aby zebrać wystarczającą ilość nowych w docelowej galaktyce, aby uzyskać dobre oszacowanie odległości.

Ponieważ bardziej odległe stopnie kosmicznej drabiny odległości zależą od bliższych, bardziej odległe stopnie zawierają skutki błędów w krokach bliższych, zarówno systematycznych, jak i statystycznych. Wynik tych propagujących się błędów oznacza, że ​​odległości w astronomii rzadko są znane z taką samą dokładnością jak pomiary w innych naukach, a precyzja jest z konieczności gorsza dla bardziej odległych typów obiektów.

Innym problemem, szczególnie w przypadku najjaśniejszych świec standardowych, jest ich „standardowość”: jak jednorodne są obiekty w ich prawdziwej absolutnej wielkości. W przypadku niektórych z tych różnych świec standardowych jednorodność opiera się na teoriach dotyczących powstawania i ewolucji gwiazd i galaktyk, a zatem jest również przedmiotem niepewności w tych aspektach. W przypadku najjaśniejszych wskaźników odległości, supernowych typu Ia, wiadomo, że ta jednorodność jest słaba; jednak żadna inna klasa obiektów nie jest wystarczająco jasna, aby można ją było wykryć z tak dużych odległości, więc klasa ta jest użyteczna po prostu dlatego, że nie ma prawdziwej alternatywy.

Wynik obserwacyjny Prawa Hubble'a, proporcjonalna zależność między odległością a prędkością, z jaką galaktyka oddala się od nas (zwykle określana jako przesunięcie ku czerwieni ), jest iloczynem kosmicznej drabiny odległości. Edwin Hubble zaobserwował, że słabsze galaktyki są bardziej przesunięte ku czerwieni. Znalezienie wartości stałej Hubble'a było wynikiem dziesięcioleci pracy wielu astronomów, zarówno przy gromadzeniu pomiarów przesunięć ku czerwieni galaktyk, jak i kalibracji stopni drabiny odległości. Prawo Hubble'a jest podstawowym środkiem, jakim dysponujemy do szacowania odległości kwazarów i odległych galaktyk, w których nie można zobaczyć poszczególnych wskaźników odległości.

Zobacz też

Przypisy

Bibliografia

Bibliografia

Zewnętrzne linki