Etäisyysasteikko tähtitiedessä

Tähtitieteen etäisyysasteikko on  monimutkainen nimi ongelmille, jotka liittyvät etäisyyksien mittaamiseen tähtitieteessä . Tähtien sijainnin tarkka mittaaminen on osa astrometriaa .

Monet tähtitieteelliset esineet , joita käytetään etäisyysasteikon rakentamiseen, kuuluvat johonkin luokkaan, jonka valoisuus tunnetaan . Tällaisia ​​esineitä kutsutaan vakiokynttilöiksi . Mittaamalla niiden näennäinen kirkkaus ja tietämällä valoisuus voidaan laskea niiden etäisyys käänteisen neliön lain perusteella .

Historia

Galaktisen asteikon rakentaminen

Trigonometrisen parallaksin mukaan

Parallaksi on kulma, joka johtuu lähteen projektiosta taivaanpallolle . Parallakseja on kahta tyyppiä: vuotuinen ja ryhmä [1] .

Vuosittainen parallaksi  on kulma, jossa Maan kiertoradan keskimääräinen säde olisi nähtävissä tähden massakeskipisteestä. Maan kiertoradalla liikkumisesta johtuen minkä tahansa tähden näennäinen sijainti taivaanpallolla muuttuu jatkuvasti - tähti kuvaa ellipsiä, jonka pääpuoliakseli on yhtä suuri kuin vuotuinen parallaksi. Euklidisen geometrian laeista tunnetun parallaksin mukaan etäisyys Maan kiertoradan keskipisteestä tähteen voidaan löytää seuraavasti [1] :

,

missä D  on haluttu etäisyys, R  on maan kiertoradan säde ja likimääräinen yhtälö kirjoitetaan pienelle kulmille ( radiaaneina ). Tämä kaava osoittaa hyvin tämän menetelmän päävaikeuden: etäisyyden kasvaessa parallaksiarvo pienenee hyperbolia pitkin, ja siksi etäisyyksien mittaamiseen kaukaisiin tähtiin liittyy merkittäviä teknisiä vaikeuksia.

Ryhmäparallaksin olemus on seuraava: jos tietyllä tähtijoukolla on havaittavissa oleva nopeus suhteessa Maahan, niin projektiolakien mukaan sen jäsenten näkyvät liikesuunnat lähentyvät yhdessä pisteessä, jota kutsutaan tähtijoukon radiantiksi . klusterin. Säteilyn sijainti määräytyy tähtien oikeista liikkeistä ja niiden spektriviivojen siirtymisestä Doppler-ilmiön vaikutuksesta . Sitten etäisyys klusteriin saadaan seuraavasta suhteesta [2] :

missä μ ja Vr  ovat joukon tähden kulma ( kaarisekunteina vuodessa) ja säteittäinen (km/s) nopeudet, λ on Auringon tähti- ja tähtisäteilyviivojen välinen kulma ja D on ilmaistu etäisyys parsekeissa . _ Vain Hyadeilla on havaittavissa oleva ryhmäparallaksi, mutta ennen Hipparcos-satelliitin laukaisua tämä on ainoa tapa kalibroida vanhojen esineiden etäisyysasteikko [1] .

Perustuu Cepheids- ja RR Lyrae -tähtiin

Kefeideillä ja RR Lyrae -tyypin tähdillä yhtenäinen etäisyysasteikko jakautuu kahteen haaraan - nuorten esineiden ja vanhojen esineiden etäisyysasteikkoon [1] . Kefeidit sijaitsevat pääasiassa äskettäisen tähtien muodostumisen alueilla ja ovat siksi nuoria esineitä. RR Lyrae -tyyppiset muuttujat vetoavat kohti vanhoja järjestelmiä, esimerkiksi niitä on erityisen paljon galaksimme halossa pallomaisissa tähtijoukkoissa .

Molemmat tähdet ovat vaihtelevia, mutta jos kefeidit ovat vasta muodostuneita esineitä, niin RR Lyrae -tähdet ovat polveutuneet pääsarjasta  - spektrityyppien A-F jättiläisistä, jotka sijaitsevat pääasiassa pallomaisten klustereiden väri-magnitudidiagrammin vaakahaaralla. Kuitenkin tapa, jolla niitä käytetään tavallisina kynttilöinä, on erilainen:

Etäisyyksien määrittämiseen tällä menetelmällä liittyy useita vaikeuksia:

  1. On tarpeen valita yksittäisiä tähtiä. Linnunradalla tämä ei ole vaikeaa, mutta mitä suurempi etäisyys, sitä pienempi kulma erottaa tähdet.
  2. On tarpeen ottaa huomioon valon absorptio pölystä ja sen jakautumisen epähomogeenisuus avaruudessa.

Lisäksi kefeideille on edelleen vakava ongelma "pulssijakson - valoisuus" -riippuvuuden nollapisteen tarkka määrittäminen. Koko 1900-luvun ajan sen arvo on muuttunut jatkuvasti, mikä tarkoittaa, että myös vastaavalla tavalla saatu etäisyysarvio on muuttunut. RR Lyrae -tähtien kirkkaus, vaikkakin lähes vakio, riippuu silti raskaiden alkuaineiden pitoisuudesta.

Uusien tähtien mukaan

Wilson-Bappu-efektin mukaan

Wilson-Bupp-ilmiö on havaintosuhde V ( M V ) -suodattimen absoluuttisen suuruuden ja niiden ilmakehän ionisoidun Ca II:n K1- ja K2 -emissioviivojen puolileveyden välillä, jonka keskipiste on 3933,7 Å . Avasivat vuonna 1957 Olin C. Wilson ja MK Vainu Bappu. Nykyaikainen näkemys on seuraava [3] :

,

jossa W 0  on viivan leveys ilmaistuna angströmeinä.

Menetelmän tärkeimmät haitat indikaattorina ovat seuraavat:

Ekstragalaktisen asteikon rakentaminen

Tyypin Ia mukaan supernovat

Yleensä kaikille fotometrisille menetelmille yhteisten lisäksi tämän menetelmän haittoja ja avoimia ongelmia ovat [4] :

  1. K-korjausongelma. Tämän ongelman ydin on, että ei mitata bolometristä intensiteettiä (integroituna koko spektriin), vaan vastaanottimen tietyllä spektrialueella. Tämä tarkoittaa, että lähteillä, joilla on erilaiset punasiirtymät, intensiteetti mitataan eri spektrialueilla. Tämän eron huomioon ottamiseksi otetaan käyttöön erityinen korjaus, nimeltään K-korjaus.
  2. Etäisyys vs. punasiirtymäkäyrän muotoa mitataan eri observatorioissa eri instrumenteilla, mikä aiheuttaa ongelmia vuokalibroinneissa jne.
  3. Ennen ajateltiin, että kaikki Ia-supernovat olivat räjähtäviä valkoisia kääpiöitä läheisessä binäärijärjestelmässä, jossa toinen komponentti oli punainen jättiläinen . On kuitenkin saatu näyttöä siitä, että ainakin osa niistä saattaa syntyä kahden valkoisen kääpiön yhdistämisen aikana, mikä tarkoittaa, että tämä alaluokka ei enää sovellu käytettäväksi vakiokynttilänä.
  4. Supernovan valoisuuden riippuvuus esitähden kemiallisesta koostumuksesta.

Vuonna 1998 tapahtuneiden supernovaräjähdysten ansiosta kaksi tarkkailijaryhmää havaitsi maailmankaikkeuden laajenemisen kiihtymisen [5] . Toistaiseksi kiihtyvyyden tosiasia on lähes kiistaton, mutta sen suuruutta on mahdotonta yksiselitteisesti määrittää pelkästään supernovien perusteella: suuren z :n virheet ovat edelleen erittäin suuria , joten myös muita havaintoja on otettava mukaan [6] [7 ] ] .

Vuonna 2020 ryhmä korealaisia ​​tutkijoita osoitti, että erittäin suurella todennäköisyydellä tämän tyyppisten supernovan valoisuus korreloi tähtijärjestelmien kemiallisen koostumuksen ja iän kanssa - ja siksi käyttämällä niitä galaksien välisten etäisyyksien määrittämiseen, mukaan lukien laajenemisnopeuden määrittäminen. maailmankaikkeudesta - voi antaa virheen [8 ] .

Gravitaatiolinsseillä

Ohittaessa massiivinen kappale, valonsäde taittuu . Siten massiivinen kappale pystyy keräämään yhdensuuntaisen valonsäteen tietyssä fokuksessa , rakentaen kuvan, ja niitä voi olla useita. Tätä ilmiötä kutsutaan painovoimalinssiksi . Jos linssissä oleva kohde on vaihteleva ja siitä havaitaan useita kuvia, tämä avaa mahdollisuuden etäisyyksien mittaamiseen, koska kuvien välillä on erilaisia ​​aikaviiveitä johtuen säteiden etenemisestä linssin gravitaatiokentän eri osissa (an Samanlainen vaikutus kuin Shapiro-ilmiö aurinkokunnassa). [9]

Jos otamme ξ 0 = D l ja η 0 = ξ 0 D s / D l (jossa D  on kulmaetäisyys) kuvan ξ ja lähteen η (katso kuva) koordinaattien ominaisasteikkona vastaavissa tasoissa , niin voimme kirjoittaa aikaviiveen kuvien numero i ja j välillä seuraavasti [9] :

missä x = ξ / ξ 0 ja y = η / η 0  ovat lähteen ja kuvan kulmat, c  on valon nopeus, z l  on linssin punasiirtymä ja ψ  on poikkeutuspotentiaali riippuen mallin valinta. Uskotaan, että useimmissa tapauksissa linssin todellinen potentiaali on hyvin approksimoitu mallilla, jossa aine jakautuu säteittäisesti symmetrisesti ja potentiaali kääntyy äärettömään. Sitten viiveaika määritetään kaavalla:

Käytännössä menetelmän herkkyys galaksin halopotentiaalin muodolle on kuitenkin merkittävä. Näin ollen galaksille SBS 1520+530 mitattu H 0 :n arvo vaihtelee mallista riippuen välillä 46-72 km/(s Mpc) [10] .

Punaisille jättiläisille

Kirkkaimmilla punaisilla jättiläisillä on sama absoluuttinen tähtien magnitudi −3,0 m ±0,2 m [11] , mikä tarkoittaa, että ne sopivat standardikynttilöiden rooliin. Tämän vaikutuksen havaitsi ensimmäisen kerran Sandage vuonna 1971. Oletetaan, että nämä tähdet ovat joko pienimassaisten (vähemmän kuin aurinkoisten) tähtien punaisen jättimäisen haaran ensimmäisen nousun huipulla tai asymptoottisella jättiläishaaralla.

Menetelmän tärkein etu on, että punaiset jättiläiset ovat kaukana tähtien muodostumisen alueista ja korkeista pölypitoisuuksista, mikä helpottaa suuresti sukupuuttoon laskemista. Niiden kirkkaus riippuu myös erittäin heikosti sekä tähtien itsensä että niiden ympäristön metallisuudesta . Tämän menetelmän pääongelma on punaisten jättiläisten valinta galaksin tähtikoostumuksesta tehdyistä havainnoista. On kaksi tapaa ratkaista se [11] :

missä a  on kerroin lähellä 0,3, m  on havaittu suuruus. Suurin ongelma on joissakin tapauksissa sarjan ero, joka johtuu suurimman todennäköisyyden menetelmän toiminnasta [11] .

Sunyaev-Zel'dovich-efektin mukaan

Muutosta jäännetaustan radiosäteilyn intensiteetissä, joka johtuu käänteisestä Compton -ilmiöstä tähtienvälisen ja intergalaktisen kaasun kuumiin elektroneihin, kutsutaan Sunyaev-Zeldovich-ilmiöksi . Vaikutus on nimetty tutkijoiden R. A. Sunyaevin ja Ya. B. Zeldovichin [12] [13] mukaan, jotka ennustivat sen vuonna 1969 . Sunyaev-Zeldovich-ilmiön avulla voidaan mitata galaksijoukon halkaisija , minkä ansiosta galaksiklustereita voidaan käyttää vakioviivaimena rakennettaessa etäisyysasteikkoa universumissa. Käytännössä vaikutusta alettiin kirjata vuodesta 1978 lähtien. Tällä hetkellä galaksijoukkojen luetteloiden kokoamiseen tarvittavat tiedot viittaavat avaruudesta ( Planck ) ja maanpäällisistä observatorioista (South Pole Telescope, Sunyaev-Zel'dovich Array) saatuihin tietoihin, jotka on saatu Sunyaev-Zel'dovich-ilmiön perusteella.

Tully-Fisher-riippuvuuden mukaan

katso Tully-Fisher-riippuvuus

Galakseille, joissa on aktiivinen ydin

katso Aktiivinen ydingalaksi

Tekijä masers

katso maser

Pinnan kirkkauden mukaan

Muistiinpanot

  1. ↑ 1 2 3 4 5 A. S. Rastorguev. Universumin etäisyyksien mittakaava . Astronetti .
  2. ↑ P. N. Kholopov. Liikkuvien klustereiden löytäminen // Tähtijoukot. - M .: Nauka, 1981.
  3. ↑ Giancarlo Pace, Luca Pasquini, Sergio Ortolani. Wilson-Bappu-ilmiö: työkalu tähtien etäisyyksien määrittämiseen // Astronomy & Astrophysics. — Voi. 401.-P. 997-1007. - doi : 10.1051/0004-6361:20030163 . - arXiv : astro-ph/0301637 .
  4. ↑ Steven Weinberg. Kosmologia . - M. : URSS, 2013. - S.  68 -81. — 608 s. - ISBN 978-5-453-00040-1 .
  5. ↑ Schmidt Brian P., Suntzeff Nicholas B., Phillips. MM et al. High-Z-supernovahaku: Universumin kosmisen hidastuvuuden ja globaalin kaarevuuden mittaaminen tyypin IA supernovalla . — The Astrophysical Journal, 1998.
  6. ↑ Clocchiatti Alejandro, Schmidt Brian P., Filippenko Aleksei V. Hubble-avaruusteleskooppi ja maanpäälliset havainnot tyypin Ia supernovasta punasiirtymässä 0.5: Kosmologiset vaikutukset . - The Astrophysical Journal, 2006.
  7. ↑ K. Nakamura et ai.,. Big-Bang-kosmologia: s. kahdeksan.
  8. ↑ Yijung Kang, Young-Wook Lee, Young-Lo Kim, Chul Chung, Chang Hee Ree. Tyypin Ia supernovat varhaisen tyypin isäntägalaksit. II. Todisteita luminosity-evoluutiosta supernovakosmologiassa  // The Astrophysical Journal. – 20.1.2020. - T. 889 , no. 1 . - S. 8 . — ISSN 1538-4357 . doi : 10.3847 /1538-4357/ab5afc .
  9. ↑ 1 2 Oguri Masamune, Taruya Atsushi, Suto Yasushi, Turner Edwin L. Vahvan painovoiman linssin viivetilastot ja tummien halojen tiheysprofiili . - The Astrophysical Journal, 2002.
  10. ↑ Tammann, G.A.; Sandage, A.; Reindl, B. Laajennuskenttä: H 0:n arvo . — The Astronomy and Astrophysics Review, 2008.
  11. ↑ 1 2 3 Artikkeli, jossa on miniarvostelu aiheesta:
    • Makarov, Dmitri; Makarova, Lidia; Rizzi, Luca jne. Punaisen jättiläisen haaran etäisyyksien vinkki. I. Maksimitodennäköisyyden algoritmin optimointi. - The Astronomical Journal, 2006. - .
    Yksityiset lisäykset:
    • Sakai Shoko, Madore Barry F., Freedman Wendy L. Punaisen jättiläisen haaran kärki Etäisyydet galakseihin. III. Kääpiögalaksi Sextans. - Astrophysical Journal, 1996. - .
    • Lee Myung Gyoon, Freedman Wendy L., Madore Barry F. Punaisen jättiläisen oksan kärki ratkaistujen galaksien etäisyyden indikaattorina. - Astrophysical Journal, 1993. - .
  12. ↑ R. A. Sunyaev, Ya. B. Zeldovich: Relic-säteilyn pienen mittakaavan vaihtelut. Astrophysics and Space Science, 7 (1970) 3-19, doi: 10.1007/BF00653471.
  13. ↑ R. A. Sunyaev, Ya. B. Zeldovich: Mikroaaltotaustasäteily maailmankaikkeuden nykyisen rakenteen ja historian mittarina. Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 18 (1980) 537-560, doi: 10.1146/annurev.aa.18.090180.002541.

Kirjallisuus

Linkit

  Siirry Wikidata-kohteeseen  Sanakirjat ja tietosanakirjat
Bibliografisissa luetteloissa