Drabina odległości kosmicznych

Jednostka astronomiczna

Jednostka astronomiczna to średnia (przeciętna) odległość Ziemi od Słońca. Znamy to dość dokładnie. Prawa Keplera mówią o stosunkach odległości planet, a radar mówi o bezwzględnej odległości do planet wewnętrznych i sztucznych satelitów na orbitach wokół nich.

Paralaksa

Paralaksa to wykorzystanie trygonometrii do odkrywania odległości obiektów znajdujących się w pobliżu Układu Słonecznego.

Gdy Ziemia krąży wokół Słońca, pozycja pobliskich gwiazd wydaje się nieznacznie przesuwać na bardziej odległym tle. Przesunięcia te są kątami w trójkącie prostym, gdzie 2 AU tworzy krótszą nogę trójkąta, a odległość do gwiazdy jest dłuższą nogą. Wielkość przesunięcia jest dość mała, wynosi 1 arcsekundę dla obiektu znajdującego się w odległości 1 parsek (3,26 roku świetlnego).

Metoda ta działa dla odległości do kilkuset parseków.

Obiekty o znanej jasności nazywane są świecami standardowymi. Większość fizycznych wskaźników odległości to świece standardowe. Są to obiekty należące do klasy, która ma znaną jasność. Porównując znaną jasność tego obiektu z jego jasnością obserwowaną, można obliczyć odległość do niego za pomocą prawa odwrotności kwadratu.

W astronomii jasność obiektu jest określana w kategoriach jego magnitudo absolutnej. Wielkość ta jest wyprowadzana z logarytmu jasności obiektu widzianego z odległości 10 parseków. Magnituda pozorna to wielkość widziana przez obserwatora. Można ją wykorzystać do wyznaczenia odległości D do obiektu w kiloparsekach (kiloparsek = 1000 parseków) w następujący sposób:

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

gdzie m to wielkość pozorna, a M to wielkość absolutna. Aby było to dokładne, obie magnitudo muszą znajdować się w tym samym paśmie częstotliwości i nie może być względnego ruchu w kierunku radialnym.

Potrzebny jest też jakiś sposób na uwzględnienie ekstynkcji międzygwiazdowej, która sprawia, że obiekty wydają się bledsze i bardziej czerwone. Różnica pomiędzy absolutną i pozorną magnitudą nazywana jest modułem odległości, a odległości astronomiczne, szczególnie te międzygalaktyczne, są czasem zestawiane w ten sposób.

Problemy

Istnieją dwa problemy dla każdej klasy świec standardowych. Podstawowym z nich jest kalibracja, czyli ustalenie, jaka jest absolutna wielkość świecy.

Drugi polega na rozpoznawaniu członków klasy. Standardowa kalibracja świec nie działa, jeśli obiekt nie należy do danej klasy. Przy ekstremalnych odległościach, czyli tam, gdzie najbardziej pożądane jest użycie wskaźnika odległości, ten problem z rozpoznaniem może być dość poważny.

Istotnym problemem związanym ze świecami standardowymi jest pytanie, na ile są one standardowe. Na przykład, wszystkie obserwacje wydają się wskazywać, że supernowe typu Ia znajdujące się w znanej odległości mają taką samą jasność, ale możliwe jest, że odległe supernowe typu Ia mają inne własności niż pobliskie supernowe typu Ia.

Z nielicznymi wyjątkami, odległości oparte na bezpośrednich pomiarach są dostępne tylko do około tysiąca parseków, co stanowi skromną część naszej Galaktyki. Dla odległości powyżej tej wartości, pomiary zależą od założeń fizycznych, to znaczy twierdzenia, że rozpoznajemy dany obiekt, a klasa obiektów jest na tyle jednorodna, że jej członkowie mogą być użyci do sensownego oszacowania odległości.

Wskaźniki odległości fizycznej, stosowane w stopniowo zwiększających się skalach odległości, obejmują:

• Bliźnięta zaćmieniowe - W ostatniej dekadzie, pomiary bliźniąt zaćmieniowych oferują sposób na zmierzenie odległości do galaktyk. Dokładność na poziomie 5% do odległości około 3 milionów parseków.
• Zmienne RR Lyrae - to okresowe gwiazdy zmienne, powszechnie występujące w gromadach kulistych i często używane jako świece standardowe do pomiaru odległości galaktyk. Te czerwone olbrzymy są używane do pomiaru odległości w obrębie galaktyki oraz w pobliskich gromadach kulistych.
• W astronomii galaktycznej, wybuchy rentgenowskie (rozbłyski termojądrowe na powierzchni gwiazdy neutronowej) są używane jako świece standardowe. Obserwacje wybuchów rentgenowskich czasami pokazują widma rentgenowskie wskazujące na rozszerzanie się promienia. Dlatego strumień rentgenowski w szczycie wybuchu powinien odpowiadać luminancji Eddingtona, która może być obliczona, gdy znana jest masa gwiazdy neutronowej (powszechnie przyjmuje się 1,5 masy Słońca).
• Zmienne cefeidalne i novee
• Cefeidy należą do klasy bardzo jasnych gwiazd zmiennych. Silny bezpośredni związek pomiędzy jasnością a okresem pulsacji zapewnia cefeidom status ważnych świec standardowych do wyznaczania galaktycznych i pozagalaktycznych skal odległości.
• Novae mają pewne szanse na wykorzystanie jako świece standardowe. Na przykład, rozkład ich absolutnej magnitudy jest dwumodalny, z głównym szczytem przy magnitudzie -8.8 i mniejszym przy -7.5. Nowe mają również mniej więcej taką samą magnitudę absolutną 15 dni po maksimum (-5,5). Ta metoda jest mniej więcej tak dokładna jak metoda gwiazd zmiennych Cefeid.

• Białe karły. Ponieważ gwiazdy typu biały karzeł, które stają się supernowe, mają jednakową masę, supernowe typu Ia dają stałą jasność szczytową. Stabilność tej wartości pozwala na wykorzystanie tych eksplozji jako świec standardowych do pomiaru odległości do galaktyk-gospodarzy, ponieważ wizualna magnituda supernowych zależy przede wszystkim od odległości.
• Przesunięcia ku czerwieni i prawo Hubble'a Korzystając z prawa Hubble'a, które wiąże przesunięcie ku czerwieni z odległością, można oszacować odległość dowolnej galaktyki.

Mocowanie sekwencji głównej

Na diagramie Hertzsprunga-Russella absolutna magnituda dla grupy gwiazd jest wykreślona względem klasyfikacji spektralnej gwiazd. Znaleziono wzorce ewolucyjne, które odnoszą się do masy, wieku i składu gwiazdy. W szczególności, podczas okresu spalania wodoru, gwiazdy leżą wzdłuż krzywej na diagramie zwanej ciągiem głównym.

Mierząc właściwości widma gwiazdy, można znaleźć pozycję gwiazdy ciągu głównego na diagramie H-R. Na tej podstawie można oszacować wielkość absolutną gwiazdy. Na tej podstawie szacowana jest wielkość absolutna gwiazdy. Porównanie tej wartości z magnitudą pozorną pozwala na wyznaczenie przybliżonej odległości, po skorygowaniu o ekstynkcję międzygwiazdową jasności spowodowaną przez gaz i pył.

W grawitacyjnie związanej gromadzie gwiazd, takiej jak Hyades, gwiazdy uformowały się w tym samym wieku i znajdują się w tej samej odległości. Pozwala to na stosunkowo dokładne dopasowanie sekwencji głównej, zapewniając zarówno wyznaczenie wieku, jak i odległości.

Nie jest to pełna lista metod, ale pokazuje sposoby, jakimi astronomowie posługują się przy szacowaniu odległości obiektów astronomicznych.