Κοσμική σκάλα απόστασης

Αστρονομική μονάδα

Η αστρονομική μονάδα είναι η μέση απόσταση της Γης από τον Ήλιο. Αυτό το γνωρίζουμε με μεγάλη ακρίβεια. Οι νόμοι του Κέπλερ λένε τις αναλογίες των αποστάσεων των πλανητών και το ραντάρ λέει την απόλυτη απόσταση από τους εσωτερικούς πλανήτες και τους τεχνητούς δορυφόρους που βρίσκονται σε τροχιά γύρω τους.

Παράλλαξη

Η παράλλαξη είναι η χρήση της τριγωνομετρίας για την ανακάλυψη των αποστάσεων των αντικειμένων που βρίσκονται κοντά στο ηλιακό σύστημα.

Καθώς η Γη περιστρέφεται γύρω από τον Ήλιο, η θέση των κοντινών αστέρων φαίνεται να μετατοπίζεται ελαφρώς σε σχέση με το πιο μακρινό φόντο. Αυτές οι μετατοπίσεις είναι γωνίες σε ένα ορθογώνιο τρίγωνο, με το 2 AU να αποτελεί το κοντό σκέλος του τριγώνου και την απόσταση από το αστέρι να αποτελεί το μακρύ σκέλος. Το ποσό της μετατόπισης είναι αρκετά μικρό, με μέγεθος 1 arcsecond για ένα αντικείμενο σε απόσταση 1 parsec (3,26 έτη φωτός)

Η μέθοδος αυτή λειτουργεί για αποστάσεις μέχρι μερικές εκατοντάδες παρσέκ.

Τα αντικείμενα γνωστής φωτεινότητας ονομάζονται πρότυπα κεριά. Οι περισσότεροι φυσικοί δείκτες απόστασης είναι τυποποιημένα κεριά. Πρόκειται για αντικείμενα που ανήκουν σε μια κατηγορία που έχει γνωστή φωτεινότητα. Συγκρίνοντας τη γνωστή φωτεινότητα του τελευταίου με την παρατηρούμενη φωτεινότητά του, η απόσταση από το αντικείμενο μπορεί να υπολογιστεί χρησιμοποιώντας τον νόμο του αντίστροφου τετραγώνου.

Στην αστρονομία, η φωτεινότητα ενός αντικειμένου δίνεται με βάση το απόλυτο μέγεθός του. Το μέγεθος αυτό προκύπτει από τον λογάριθμο της φωτεινότητάς του, όπως φαίνεται από απόσταση 10 παρσέκ. Το φαινόμενο μέγεθος είναι το μέγεθος όπως το βλέπει ο παρατηρητής. Μπορεί να χρησιμοποιηθεί για τον προσδιορισμό της απόστασης D του αντικειμένου σε kiloparsec (kiloparsec = 1.000 parsecs) ως εξής:

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}}}

όπου m το φαινόμενο μέγεθος και Μ το απόλυτο μέγεθος. Για να είναι αυτό ακριβές, και τα δύο μεγέθη πρέπει να βρίσκονται στην ίδια ζώνη συχνοτήτων και δεν μπορεί να υπάρχει σχετική κίνηση στην ακτινική κατεύθυνση.

Χρειάζεται επίσης κάποιος τρόπος να ληφθεί υπόψη η διαστρική εξασθένιση, η οποία επίσης κάνει τα αντικείμενα να εμφανίζονται πιο αμυδρά και πιο κόκκινα. Η διαφορά μεταξύ του απόλυτου και του φαινομενικού μεγέθους ονομάζεται συντελεστής απόστασης και οι αστρονομικές αποστάσεις, ιδίως οι διαγαλαξιακές, καταγράφονται μερικές φορές με αυτόν τον τρόπο.

Προβλήματα

Δύο προβλήματα υπάρχουν για οποιαδήποτε κατηγορία τυποποιημένων κεριών. Το κυριότερο είναι η βαθμονόμηση, η εύρεση του απόλυτου μεγέθους του κεριού.

Το δεύτερο έγκειται στην αναγνώριση των μελών της κατηγορίας. Η τυπική βαθμονόμηση κεριών δεν λειτουργεί αν το αντικείμενο δεν ανήκει στην κλάση. Σε ακραίες αποστάσεις, στις οποίες επιθυμεί κανείς περισσότερο να χρησιμοποιήσει έναν δείκτη απόστασης, αυτό το πρόβλημα αναγνώρισης μπορεί να είναι αρκετά σοβαρό.

Ένα σημαντικό ζήτημα με τα τυποποιημένα κεριά είναι το ζήτημα του πόσο τυποποιημένα είναι. Για παράδειγμα, όλες οι παρατηρήσεις φαίνεται να δείχνουν ότι οι υπερκαινοφανείς τύπου Ia που βρίσκονται σε γνωστή απόσταση έχουν την ίδια φωτεινότητα, αλλά είναι πιθανό οι μακρινοί υπερκαινοφανείς τύπου Ia να έχουν διαφορετικές ιδιότητες από τους κοντινούς υπερκαινοφανείς τύπου Ia.

Με λίγες εξαιρέσεις, οι αποστάσεις που βασίζονται σε άμεσες μετρήσεις είναι διαθέσιμες μόνο μέχρι περίπου χίλια παρσέκ, που είναι ένα μικρό τμήμα του δικού μας Γαλαξία. Για αποστάσεις πέραν αυτού, οι μετρήσεις εξαρτώνται από φυσικές υποθέσεις, δηλαδή από τον ισχυρισμό ότι αναγνωρίζει κανείς το εν λόγω αντικείμενο και ότι η κατηγορία των αντικειμένων είναι αρκετά ομοιογενής ώστε τα μέλη της να μπορούν να χρησιμοποιηθούν για την ουσιαστική εκτίμηση της απόστασης.

Οι φυσικοί δείκτες απόστασης, που χρησιμοποιούνται σε προοδευτικά μεγαλύτερες κλίμακες απόστασης, περιλαμβάνουν:

• Εκλειπτικοί διπλοί αστέρες - Την τελευταία δεκαετία, η μέτρηση των εκλειπτικών διπλών αστέρων προσφέρει έναν τρόπο να μετρηθεί η απόσταση των γαλαξιών. Ακρίβεια σε επίπεδο 5% μέχρι μια απόσταση περίπου 3 εκατομμυρίων parsecs.
• Οι μεταβλητοί αστέρες RR Lyrae - είναι περιοδικοί μεταβλητοί αστέρες, οι οποίοι βρίσκονται συνήθως σε σφαιρωτά σμήνη και χρησιμοποιούνται συχνά ως πρότυπα κεριά για τη μέτρηση γαλαξιακών αποστάσεων. Αυτοί οι ερυθροί γίγαντες χρησιμοποιούνται για τη μέτρηση αποστάσεων εντός του γαλαξία και σε κοντινά σφαιρωτά σμήνη.
• Στη γαλαξιακή αστρονομία, οι εκρήξεις ακτίνων Χ (θερμοπυρηνικές λάμψεις στην επιφάνεια ενός αστέρα νετρονίων) χρησιμοποιούνται ως πρότυπα κεριά. Οι παρατηρήσεις των εκρήξεων ακτίνων-Χ εμφανίζουν μερικές φορές φάσματα ακτίνων-Χ που υποδηλώνουν επέκταση της ακτίνας. Επομένως, η ροή των ακτίνων-Χ στην κορυφή της έκρηξης θα πρέπει να αντιστοιχεί στη φωτεινότητα Eddington, η οποία μπορεί να υπολογιστεί αφού είναι γνωστή η μάζα του αστέρα νετρονίων (1,5 ηλιακές μάζες είναι μια συνήθως χρησιμοποιούμενη υπόθεση).
• Μεταβλητές Κηφείδες και καινοφανείς
• Οι Κηφείδες είναι μια κατηγορία πολύ φωτεινών μεταβλητών αστέρων. Η ισχυρή άμεση σχέση μεταξύ της φωτεινότητας ενός μεταβλητού Κηφείδη και της περιόδου παλμού, εξασφαλίζει στους Κηφείδες τη θέση τους ως σημαντικά πρότυπα κεριά για τον καθορισμό των γαλαξιακών και εξωγαλαξιακών κλιμάκων απόστασης.
• Τα Novae υπόσχονται κάποια χρήση ως τυποποιημένα κεριά. Για παράδειγμα, η κατανομή του απόλυτου μεγέθους τους είναι διπολική, με μια κύρια κορυφή στο μέγεθος -8,8 και μια μικρότερη στο -7,5. Τα Novae έχουν επίσης περίπου το ίδιο απόλυτο μέγεθος 15 ημέρες μετά την κορύφωσή τους (-5,5). Αυτή η μέθοδος είναι περίπου τόσο ακριβής όσο και η μέθοδος των μεταβλητών αστέρων Κηφείδων.

• Λευκοί νάνοι. Επειδή οι αστέρες λευκοί νάνοι που μετατρέπονται σε υπερκαινοφανείς έχουν ομοιόμορφη μάζα, οι υπερκαινοφανείς τύπου Ia παράγουν σταθερή μέγιστη φωτεινότητα. Η σταθερότητα αυτής της τιμής επιτρέπει σε αυτές τις εκρήξεις να χρησιμοποιούνται ως πρότυπα κεριά για τη μέτρηση της απόστασης από τους γαλαξίες-ξενιστές τους, επειδή το οπτικό μέγεθος των υπερκαινοφανών εξαρτάται κυρίως από την απόσταση.
• Ερυθρές μετατοπίσεις και νόμος του Hubble Χρησιμοποιώντας το νόμο του Hubble, ο οποίος συσχετίζει την ερυθρά μετατόπιση με την απόσταση, μπορεί κανείς να εκτιμήσει την απόσταση οποιουδήποτε συγκεκριμένου γαλαξία.

Κύρια τοποθέτηση ακολουθίας

Σε ένα διάγραμμα Hertzsprung-Russell το απόλυτο μέγεθος για μια ομάδα αστέρων απεικονίζεται συναρτήσει της φασματικής ταξινόμησης των αστέρων. Βρίσκονται εξελικτικά μοτίβα που σχετίζονται με τη μάζα, την ηλικία και τη σύνθεση του αστέρα. Ειδικότερα, κατά τη διάρκεια της περιόδου καύσης του υδρογόνου τους, οι αστέρες βρίσκονται κατά μήκος μιας καμπύλης του διαγράμματος που ονομάζεται κύρια ακολουθία.

Μετρώντας τις ιδιότητες από το φάσμα ενός αστέρα, μπορεί να βρεθεί η θέση ενός αστέρα κύριας ακολουθίας στο διάγραμμα H-R. Από αυτό υπολογίζεται το απόλυτο μέγεθος του αστέρα. Η σύγκριση αυτής της τιμής με το φαινόμενο μέγεθος επιτρέπει τον προσδιορισμό της κατά προσέγγιση απόστασης, αφού διορθωθεί η διαστρική απόσβεση της φωτεινότητας λόγω αερίων και σκόνης.

Σε ένα αστρικό σμήνος που συνδέεται με τη βαρύτητα, όπως οι Υάδες, οι αστέρες σχηματίστηκαν περίπου στην ίδια ηλικία και βρίσκονται στην ίδια απόσταση. Αυτό επιτρέπει σχετικά ακριβή προσαρμογή της κύριας ακολουθίας, παρέχοντας τόσο τον προσδιορισμό της ηλικίας όσο και της απόστασης.

Αυτός δεν είναι ένας πλήρης κατάλογος μεθόδων, αλλά δείχνει τους τρόπους με τους οποίους οι αστρονόμοι εκτιμούν την απόσταση των αστρονομικών αντικειμένων.