Kosmiskā attāluma skala: kā astronomi mēra attālumus Visumā

Astronomiskā vienība

Astronomiskā vienība ir vidējais (vidējais) Zemes attālums no Saules. To mēs zinām diezgan precīzi. Keplera likumi nosaka planētu attālumu attiecības, un radars nosaka absolūto attālumu līdz iekšējām planētām un mākslīgajiem pavadoņiem, kas atrodas orbītā ap tām.

Parallax

Paralaksa ir trigonometrijas metode, ar kuras palīdzību nosaka Saules sistēmas tuvumā esošo objektu attālumus.

Zemei riņķojot ap Sauli, tuvējo zvaigžņu novietojums nedaudz mainās uz tālākā fona. Šīs nobīdes ir leņķi taisnā trijstūrī, kur 2 AU veido trijstūra īso kājiņu, bet attālums līdz zvaigznei - garo kājiņu. Nobīdes lielums ir pavisam neliels - 1 loka sekunde objektam, kas atrodas 1 parseka (3,26 gaismas gadu) attālumā.

Šī metode darbojas attālumos līdz dažiem simtiem parseku.

Objektus ar zināmu spilgtumu sauc par standarta svecēm. Lielākā daļa fizisko attāluma rādītāju ir standarta sveces. Tie ir objekti, kas pieder pie klases ar zināmu spilgtumu. Salīdzinot tā zināmo spožumu ar novēroto spožumu, attālumu līdz objektam var aprēķināt, izmantojot apgriezto kvadrātu likumu.

Astronomijā objekta spilgtumu izsaka ar tā absolūto lielumu. Šo lielumu iegūst no tā spožuma logaritma, ko iegūst, skatoties no 10 parseku attāluma. Šķietamā lieluma lielums ir lielums, ko redz novērotājs. To var izmantot, lai noteiktu attālumu D līdz objektam kiloparsekos (kiloparsekss = 1000 parseku) šādi:

5 ⋅ log 10 D k p c = m - M - 10 , {\displaystyle {\begin{smallmatrix}5\cdot \log _{10}{\frac {D}{\mathrm {kpc} }}} =\ m\ -\ M\ -\ 10,\end{smallmatrix}}}}

kur m ir šķietamā magnitūda un M - absolūtā magnitūda. Lai šī metode būtu precīza, abām lieluma vērtībām jābūt vienā frekvenču joslā un nedrīkst būt relatīvas kustības radiālā virzienā.

Ir vajadzīgi arī līdzekļi, lai ņemtu vērā starpzvaigžņu izgarošanu, kas arī padara objektus vājākus un sarkanākus. Starpību starp absolūto un šķietamo lielumu sauc par attāluma moduli, un astronomiskos attālumus, jo īpaši starpgalaktiskos, dažkārt tabulās norāda šādā veidā.

Problēmas

Jebkurai standarta sveču klasei pastāv divas problēmas. Galvenā no tām ir kalibrēšana, precīzi noskaidrojot, kāds ir sveces absolūtais lielums.

Otrais ir saistīts ar klases locekļu atpazīšanu. Standarta sveču kalibrēšana nedarbojas, ja vien objekts nepieder klasei. Ekstrēmos attālumos, kas ir tie gadījumi, kad visvairāk gribas izmantot attāluma indikatoru, šī atpazīšanas problēma var būt diezgan nopietna.

Būtiska problēma saistībā ar standarta svecēm ir jautājums par to, cik standarta tās ir. Piemēram, visi novērojumi, šķiet, norāda, ka Ia tipa supernovām, kas atrodas zināmā attālumā, ir vienāds spilgtums, taču ir iespējams, ka attālām Ia tipa supernovām ir atšķirīgas īpašības nekā tuvumā esošām Ia tipa supernovām.

Ar retiem izņēmumiem attālumi, kas balstīti uz tiešajiem mērījumiem, ir pieejami tikai līdz aptuveni tūkstoš parsekiem, kas ir neliela mūsu Galaktikas daļa. Attiecībā uz attālumiem, kas pārsniedz šo robežu, mērījumi ir atkarīgi no fizikāliem pieņēmumiem, tas ir, no apgalvojuma, ka attiecīgais objekts ir atpazīstams un objektu klase ir pietiekami viendabīga, lai tās locekļus varētu izmantot jēgpilnam attāluma novērtējumam.

Fiziskie attāluma rādītāji, ko izmanto arvien lielākos attāluma mērogos, ir šādi:

• Aizmigšanas dvīņu zvaigznāji - Pēdējā desmitgadē aizmigšanas dvīņu zvaigznāju mērījumi ļauj noteikt attālumu līdz galaktikām. Precizitāte 5 % līmenī līdz aptuveni 3 miljonu parseku attālumam.
• RR Lyrae mainīgās zvaigznes - periodiskas mainīgās zvaigznes, kas bieži sastopamas lodveida kopās un bieži tiek izmantotas kā standarta sveces galaktikas attālumu mērīšanai. Šos sarkanos milžus izmanto, lai mērītu attālumus galaktikā un tuvējās lodveida kopās.
• Galaktikas astronomijā kā standarta sveces izmanto rentgena staru uzliesmojumus (termonukleārus uzliesmojumus neitronu zvaigznes virspusē). Rentgena staru eksploziju novērojumos dažkārt redzami rentgena staru spektri, kas norāda uz rādiusa paplašināšanos. Tāpēc rentgena staru plūsmai sprādziena maksimuma brīdī jāatbilst Eddingtona spožumam, ko var aprēķināt, tiklīdz ir zināma neitronu zvaigznes masa (parasti izmanto pieņēmumu, ka tā ir 1,5 Saules masas).
• Cefeīdu mainīgie un jaunās zvaigznes
• Cefeīdi ir ļoti spožu mainīgo zvaigžņu klase. Spēcīgā tiešā saistība starp cefeīdu mainīgo zvaigžņu spožumu un pulsācijas periodu nodrošina cefeīdām to kā svarīgu standarta sveču statusu Galaktikas un ekstragalaktisko attālumu skalu noteikšanā.
• Novae ir daudzsološas izmantošanai kā standarta sveces. Piemēram, to absolūtā lieluma sadalījums ir bimodāls, ar galveno maksimumu pie -8,8 magnitūdas un mazāku pie -7,5 magnitūdas. Novām ir arī aptuveni tāda pati absolūtā lieluma vērtība 15 dienas pēc to maksimuma (-5,5). Šī metode ir aptuveni tikpat precīza kā Cefeīdu mainīgo zvaigžņu metode.

• Baltie rūķīši. Tā kā balto rūķīšu zvaigznēm, kas kļūst par supernovām, ir vienāda masa, Ia tipa supernovām ir vienāds maksimālais spožums. Šīs vērtības stabilitāte ļauj šos sprādzienus izmantot kā standarta sveces, lai mērītu attālumu līdz to saimnieka galaktikām, jo supernovu vizuālais lielums galvenokārt ir atkarīgs no attāluma.
• Sarkanie novirzieni un Hubeļa likums Izmantojot Hubeļa likumu, kas saista sarkano novirzi ar attālumu, var novērtēt jebkuras konkrētas galaktikas attālumu.

Galvenās secības montāža

Hercsprunga-Rusela diagrammā zvaigžņu grupas absolūtais lielums ir attēlots pret zvaigžņu spektrālo klasifikāciju. Tiek atrasti evolūcijas modeļi, kas saistīti ar zvaigznes masu, vecumu un sastāvu. Jo īpaši ūdeņraža degšanas periodā zvaigznes atrodas gar diagrammas līkni, ko sauc par galveno secību.

Mērot zvaigznes spektra īpašības, var noteikt galvenās sekvences zvaigznes pozīciju H-R diagrammā. No tā var noteikt zvaigznes absolūto lielumu. Salīdzinot šo vērtību ar šķietamo lielumu, var noteikt aptuveno attālumu pēc tam, kad ir veikta korekcija, ņemot vērā starpzvaigžņu izgarošanu, ko rada gāze un putekļi.

Gravitatīvi saistītā zvaigžņu kopienā, piemēram, Hiadās, zvaigznes ir veidojušās aptuveni vienādā vecumā un atrodas vienādā attālumā. Tas ļauj salīdzinoši precīzi pielāgot galveno sekvenci, nodrošinot gan vecuma, gan attāluma noteikšanu.

Šis nav pilnīgs metožu saraksts, taču tas parāda, kā astronomi novērtē astronomisko objektu attālumu.