Kosmisk distansstege - Cosmic distance ladder

• Ljusgröna lådor: Teknik som är tillämplig på stjärnbildande galaxer .
• Ljusblå lådor: Teknik som gäller för Population II -galaxer.
• Ljuslila lådor: Geometrisk distansteknik.
• Ljusröd ruta: Funktionstekniken för planetarisk nebulosa är tillämplig på alla populationer av Jungfrun Supercluster .
• Heldragna svarta linjer: Välkalibrerat stegsteg.
• Streckade svarta linjer: Osäkert kalibreringsstegsteg.

Den kosmiska avståndsstegen (även känd som den extragalaktiska avståndsskalan ) är en rad metoder där astronomer bestämmer avstånden till himmelska föremål. En verklig direktdistansmätning av ett astronomiskt objekt är endast möjligt för de objekt som är "tillräckligt nära" (inom cirka tusen parsek ) till jorden. Teknikerna för att bestämma avstånd till mer avlägsna objekt är alla baserade på olika uppmätta korrelationer mellan metoder som fungerar på nära avstånd och metoder som fungerar på större avstånd. Flera metoder bygger på ett standardljus , som är ett astronomiskt objekt som har en känd ljusstyrka .

Stegen analogi uppstår eftersom ingen enda teknik kan mäta avstånd på alla områden som möts inom astronomi. Istället kan en metod användas för att mäta avstånd i närheten, en andra kan användas för att mäta närliggande till mellanliggande avstånd, och så vidare. Varje steg på stegen ger information som kan användas för att bestämma avstånden vid nästa högre steg.

Direkt mätning

Astronomen visar hur man använder parallax för att mäta avstånd. Den är tillverkad av delar av Yale – Columbia Refractor -teleskopet (1924) som skadades när skogsbränderna i Canberra 2003 brann ut Mount Stromlo -observatoriet . på Questacon , Canberra .

Vid foten av stegen finns grundläggande avståndsmätningar, där avstånd bestäms direkt, utan fysiska antaganden om objektets beskaffenhet. Den exakta mätningen av stjärnpositioner är en del av disciplinen astrometri .

Astronomisk enhet

Direkta avståndsmätningar baseras på den astronomiska enheten (AU), som definieras som medelavståndet mellan jorden och solen . Keplers lagar ger exakta förhållanden mellan storleken på banornas föremål som kretsar kring solen, men ger ingen mätning av den totala skalan för omloppssystemet. Radar används för att mäta avståndet mellan jordens banor och en andra kropp. Utifrån den mätningen och förhållandet mellan de två omloppsstorlekarna beräknas storleken på jordens bana. Jordens bana är känd med en absolut precision på några meter och en relativ precision på några delar i 100 miljarder (1 × 10 ⁻¹¹ ).

Historiskt sett var observationer av Venus -transiter avgörande för att bestämma AU; under 1900 -talets första hälft var observationer av asteroider också viktiga. För närvarande bestäms jordens bana med hög precision med hjälp av radarmätningar av avstånd till Venus och andra närliggande planeter och asteroider, och genom att spåra interplanetära rymdfarkoster i deras banor runt solen genom solsystemet .

Parallax

Stjärna parallaxrörelse från årlig parallax. Halva spetsvinkeln är parallaxvinkeln.

De viktigaste grundläggande avståndsmätningarna kommer från trigonometrisk parallax . När jorden kretsar kring solen, kommer positionen för närliggande stjärnor att verka något mot den mer avlägsna bakgrunden. Dessa förskjutningar är vinklar i en likbent triangel , med 2 AU (avståndet mellan de extrema positionerna i jordens bana runt solen) som gör triangelns basben och avståndet till stjärnan är de långa lika långa benen. Skiftmängden är ganska liten och mäter 1 bågsekund för ett objekt på 1  parsecs avstånd (3,26 ljusår ) från de närmaste stjärnorna, och minskar därefter i vinkelmängd när avståndet ökar. Astronomer uttrycker vanligtvis avstånd i enheter av parsec (parallax bågsekunder); ljusår används i populära medier.

Eftersom parallax blir mindre för ett större stjärnavstånd kan användbara avstånd endast mätas för stjärnor som är tillräckligt nära för att ha en parallax som är större än några gånger mätningens precision . På 1990 -talet, till exempel, fick Hipparcos -uppdraget parallaxer för över hundra tusen stjärnor med en precision på ungefär en millarcsekund , vilket gav användbara avstånd för stjärnor upp till några hundra parsek. Hubbleteleskopet WFC3 har nu möjlighet att erbjuda en precision på 20 till 40 mikro bågsekunder, vilket möjliggör tillförlitliga avståndsmätningar upp till 5000 parsecs (16.000 ly) för ett litet antal stjärnor. År 2018 ger Data Release 2 från Gaia rymduppdrag liknande exakta avstånd till de flesta stjärnor som är ljusare än 15: e storleken.

Stjärnor har en hastighet i förhållande till solen som orsakar korrekt rörelse (tvärs över himlen) och radiell hastighet (rörelse mot eller bort från solen). Den förra bestäms genom att planera stjärnornas föränderliga position under många år, medan den senare kommer från att mäta Doppler -skiftet i stjärnans spektrum som orsakas av rörelse längs siktlinjen. För en grupp stjärnor med samma spektralklass och ett liknande storleksintervall kan en genomsnittlig parallax härledas från statistisk analys av rätt rörelser i förhållande till deras radiella hastigheter. Denna statistiska parallaxmetod är användbar för att mäta avstånden mellan ljusa stjärnor bortom 50 parsek och jätte variabla stjärnor , inklusive Cepheids och RR Lyrae -variablerna .

Parallaxmätningar kan vara en viktig ledtråd för att förstå tre av universums mest svårfångade komponenter: mörk materia , mörk energi och neutrinoer .

Hubbles precisionsstellära avståndsmätning har förlängts 10 gånger längre in i Vintergatan .

Solens rörelse genom rymden ger en längre baslinje som kommer att öka noggrannheten hos parallaxmätningar, känd som sekulär parallax . För stjärnor i Vintergatans skiva motsvarar detta en genomsnittlig baslinje på 4 AU per år, medan för halostjärnor är baslinjen 40 AU per år. Efter flera decennier kan baslinjen vara storleksordningar större än jordlinjen - solens baslinje som används för traditionell parallax. Sekulär parallax introducerar dock en högre grad av osäkerhet eftersom den observerade stjärnornas relativa hastighet är ytterligare okänd. När det appliceras på prover av flera stjärnor kan osäkerheten minskas; osäkerheten är omvänt proportionell mot kvadratroten av provstorleken.

Rörlig klusterparallax är en teknik där enskilda stjärnors rörelser i ett närliggande stjärnkluster kan användas för att hitta avståndet till klustret. Endast öppna kluster är tillräckligt nära för att denna teknik ska vara användbar. Framför allt har det avstånd som erhållits för Hyades historiskt sett varit ett viktigt steg i distansstegen.

Andra enskilda objekt kan få grundläggande avståndsuppskattningar gjorda för dem under särskilda omständigheter. Om expansionen av ett gasmoln, som en supernovarest eller planetarisk nebulosa , kan observeras över tid, kan ett expansionsparallaxavstånd till det molnet uppskattas. Dessa mätningar lider dock av osäkerheter i objektets avvikelse från sfäricitet. Binära stjärnor som är både visuella och spektroskopiska binärer kan också uppskatta avståndet på liknande sätt och lider inte av ovanstående geometrisk osäkerhet. Den gemensamma egenskapen för dessa metoder är att en mätning av vinkelrörelse kombineras med en mätning av den absoluta hastigheten (vanligtvis erhålls via Doppler -effekten ). Avståndsuppskattningen kommer från beräkning av hur långt objektet måste vara för att få dess observerade absoluta hastighet att visas med den observerade vinkelrörelsen.

Särskilt expansionsparallaxer kan ge grundläggande avståndsuppskattningar för objekt som är mycket långt, eftersom supernova -ejecta har stora expansionshastigheter och stora storlekar (jämfört med stjärnor). Vidare kan de observeras med radio interferometrar som kan mäta mycket små vinkelrörelser. Dessa kombinerar för att ge grundläggande avståndsuppskattningar till supernovor i andra galaxer. Även om de är värdefulla är sådana fall ganska sällsynta, så de fungerar som viktiga konsekvenskontroller på distansstegen snarare än arbetshäststegen själva.

Standardljus

Nästan alla astronomiska objekt som används som fysiska avståndsindikatorer tillhör en klass som har en känd ljusstyrka. Genom att jämföra denna kända ljusstyrka med ett objekts observerade ljusstyrka kan avståndet till objektet beräknas med hjälp av invers-square-lagen . Dessa föremål med känd ljusstyrka kallas standardljus , myntade av Henrietta Swan Leavitt .

Ett objekts ljusstyrka kan uttryckas i termer av dess absoluta storlek . Denna kvantitet härrör från logaritmen för dess ljusstyrka sett från ett avstånd av 10 parsek . Den skenbara storleken , storleken som observeraren ser (ett instrument som kallas en bolometer används) kan mätas och användas med den absoluta storleken för att beräkna avståndet d till objektet i parsek enligt följande:

${\ displaystyle 5 \ cdot \ log _ {10} d = m-M+5}$

eller

${\ displaystyle d = 10^{(m-M+5)/5}}$

där m är den skenbara storleken, och M den absoluta storleken. För att detta ska vara korrekt måste båda storheterna vara i samma frekvensband och det kan inte finnas någon relativ rörelse i radiell riktning. Några sätt att korrigera för interstellär utrotning , som också får föremål att verka svagare och mer röda, behövs, särskilt om objektet ligger inom ett dammigt eller gasformigt område. Skillnaden mellan ett objekts absoluta och uppenbara storheter kallas dess avståndsmodul , och astronomiska avstånd, särskilt intergalaktiska, är ibland tabellerade på detta sätt.

Problem

Två problem finns för alla klasser av standardljus. Det viktigaste är kalibrering , det vill säga bestämningen av exakt vad ljusets absoluta storlek är. Detta inkluderar att definiera klassen tillräckligt bra för att medlemmar kan känna igen, och att hitta tillräckligt många medlemmar i den klassen med välkända avstånd för att deras verkliga absoluta storlek kan bestämmas med tillräckligt noggrannhet. Det andra problemet ligger i att känna igen medlemmar i klassen, och inte av misstag använda en standardljuskalibrering på ett objekt som inte tillhör klassen. På extrema avstånd, där man helst vill använda en avståndsindikator, kan detta igenkänningsproblem vara ganska allvarligt.

En betydande fråga med standardljus är den återkommande frågan om hur standard de är. Till exempel verkar alla observationer indikera att typ Ia -supernovor som har känt avstånd har samma ljusstyrka (korrigerat med ljuskurvens form). Grunden för denna närhet i ljusstyrka diskuteras nedan; möjligheten finns dock att de avlägsna typ Ia -supernovorna har andra egenskaper än närliggande typ Ia -supernovor. Användningen av supernovor av typ Ia är avgörande för att bestämma den rätta kosmologiska modellen . Om det verkligen egenskaperna hos Typ Ia supernovor är olika vid stora avstånd, dvs om extrapolering av deras kalibrering till godtyckliga avstånd inte är giltigt, ignorerar denna variation kan farligt förspänning återuppbyggnaden av de kosmologiska parametrar, i synnerhet återuppbyggnaden av ärendet parametern densiteten .

Att detta inte bara är en filosofisk fråga kan ses från avståndsmätningarnas historia med hjälp av Cepheid -variabler . På 1950 -talet upptäckte Walter Baade att de närliggande Cepheid -variablerna som används för att kalibrera standardljuset var av en annan typ än de som används för att mäta avstånd till närliggande galaxer. De närliggande Cepheid -variablerna var population I -stjärnor med mycket högre metallinnehåll än de avlägsna populationen II -stjärnorna. Som ett resultat var befolkningen II -stjärnorna faktiskt mycket ljusare än man trodde, och när de korrigerades hade detta en fördubbling av avstånden till de globulära klustren, de närliggande galaxerna och Vintergatans diameter .

Standard siren

Gravitationsvågor som härrör från den inspirerande fasen av kompakta binära system, såsom neutronstjärnor eller svarta hål , har den användbara egenskapen att energi som avges som gravitationell strålning uteslutande kommer från parets orbitalenergi , och den resulterande krympningen av deras banor är direkt observerbar som en ökning av frekvensen för de utsända gravitationsvågorna. Till ledande ordning , den förändringshastighet av frekvensen ges av ${\ displaystyle f}$

${\ displaystyle {\ frac {df} {dt}} = {\ frac {96 \ pi^{8/3} (G {\ mathcal {M}})^{\ frac {5} {3}} f^ {\ frac {11} {3}}} {5 \, c^{5}}},}$

var är gravitationskonstanten , är ljusets hastighet och är ett enda (därför beräknat) tal som kallas systemets chirp -massa , en kombination av massorna av de två objekten ${\ displaystyle G}$${\ displaystyle c}$${\ displaystyle {\ mathcal {M}}}$${\ displaystyle (m_ {1}, m_ {2})}}$

${\ displaystyle {\ mathcal {M}} = {\ frac {(m_ {1} m_ {2})^{3/5}} {(m_ {1}+m_ {2})^{1/5} }}.}$

Genom att observera vågformen kan chirp -massan beräknas och därifrån gravitationsvågornas effekt (energiutsläppshastighet). Således är en sådan gravitationsvågskälla en standardsiren med känd ljudstyrka.

Precis som med vanliga ljus, med tanke på de utsända och mottagna amplituderna, bestämmer den inversa kvadratiska lagen avståndet till källan. Det finns dock vissa skillnader med standardljus. Gravitationsvågor avges inte isotropiskt, men mätning av vågens polarisering ger tillräckligt med information för att bestämma emissionsvinkeln. Gravitationsvågdetektorer har också anisotropa antennmönster, så källans position på himlen i förhållande till detektorerna behövs för att bestämma mottagningsvinkeln. Generellt, om en våg detekteras av ett nätverk av tre detektorer på olika platser, kommer nätverket att mäta tillräckligt med information för att göra dessa korrigeringar och erhålla avståndet. Till skillnad från vanliga ljus behöver gravitationella vågor ingen kalibrering mot andra avståndsmätningar. Avståndsmätningen kräver naturligtvis kalibrering av gravitationsvågdetektorerna, men sedan ges avståndet i grunden som en multipel av laserljusets våglängd som används i gravitationsvåginterferometern .

Det finns andra överväganden som begränsar noggrannheten för detta avstånd, förutom detektorkalibrering. Lyckligtvis är gravitationella vågor inte utsatta för utrotning på grund av ett mellanliggande absorberande medium. Men de är föremål för gravitationslins , på samma sätt som ljus. Om en signal är starkt linsad kan den tas emot som flera händelser, åtskilda i tid (till exempel analogen av flera bilder av en kvasar). Mindre lätt att urskilja och kontrollera för är effekten av svag lins , där signalens väg genom rymden påverkas av många små förstorings- och demagnifieringshändelser. Detta kommer att vara viktigt för signaler som härrör från kosmologiska rödförskjutningar som är större än 1. Slutligen är det svårt för detektornätverk att mäta polarisationen av en signal exakt om det binära systemet observeras nästan ansikte mot varandra; sådana signaler får betydligt större fel i avståndsmätningen. Tyvärr utstrålar binärerna starkast vinkelrätt mot orbitalplanet, så signaler mot varandra är i själva verket starkare och de vanligaste observerade.

Om binären består av ett par neutronstjärnor, kommer deras sammanslagning att åtföljas av en kilonova / hypernova -explosion som kan göra det möjligt att exakt identifiera positionen med elektromagnetiska teleskop. I sådana fall tillåter värdgalaxens röda förskjutning en bestämning av Hubble -konstanten . Detta var fallet för GW170817 , som användes för att göra den första sådana mätningen. Även om ingen elektromagnetisk motsvarighet kan identifieras för en ensemble av signaler, är det möjligt att använda en statistisk metod för att utläsa värdet av . ${\ displaystyle H_ {0}}$${\ displaystyle H_ {0}}$

Standard linjal

En annan klass av fysisk distansindikator är standardlinjalen . Under 2008 har galaxdiametrar föreslagits som en möjlig standardlinjal för kosmologisk parameterbestämning. På senare tid har den fysiska skalan som präglats av baryon akustiska oscillationer (BAO) i det tidiga universum använts. I det tidiga universum (före rekombination ) sprids baryonerna och fotonerna från varandra och bildar en tätt kopplad vätska som kan stödja ljudvågor. Vågorna kommer från störningar i ur densitet och färdas med en hastighet som kan förutses från baryontätheten och andra kosmologiska parametrar. Det totala avståndet som dessa ljudvågor kan färdas före rekombination bestämmer en fast skala, som helt enkelt expanderar med universum efter rekombination. BAO tillhandahåller därför en standardlinjal som kan mätas i galaxundersökningar från effekten av baryoner på gruppering av galaxer. Metoden kräver en omfattande galaxundersökning för att synliggöra denna skala, men har mätts med precision i procent (se baryon akustiska svängningar ). Skalan beror på kosmologiska parametrar som baryon och materia densiteter, och antalet neutrinoer, så avstånd baserade på BAO är mer beroende av kosmologiska modeller än de som baseras på lokala mätningar.

Ljusekon kan också användas som standardlinjaler, även om det är utmanande att korrekt mäta källgeometrin.

Galaktiska avståndsindikatorer

Med få undantag är avstånd baserade på direkta mätningar endast tillgängliga från cirka tusen parsek, vilket är en blygsam del av vår egen galax. För avstånd utöver det beror mått på fysiska antaganden, det vill säga påståendet att man känner igen objektet i fråga, och klassen av objekt är tillräckligt homogen för att dess medlemmar kan användas för en meningsfull uppskattning av avstånd.

Fysiska avståndsindikatorer, som används på gradvis större avståndsskalor, inkluderar:

• Dynamisk parallax , använder orbitalparametrar för visuella binärer för att mäta massan av systemet och använder därför förhållandet massa -ljusstyrka för att bestämma ljusstyrkan
  • Eclipsing binaries- Under det senaste decenniet har mätning av eclipsing binaries grundläggande parametrar blivit möjliga med 8-meters teleskop. Detta gör det möjligt att använda dem som indikatorer på avstånd. Nyligen har de använts för att ge direktavståndsuppskattningar till Large Magellanic Cloud (LMC), Small Magellanic Cloud (SMC), Andromeda Galaxy och Triangulum Galaxy . Eclipsing binaries erbjuder en direkt metod för att mäta avståndet till galaxer till en ny förbättrad 5% noggrannhet som är möjlig med nuvarande teknik till ett avstånd på cirka 3 Mpc (3 miljoner parsek).
• RR Lyrae -variabler - används för att mäta avstånd inom galaxen och i närliggande globulära kluster .
• Följande fyra indikatorer använder alla stjärnor i de gamla stjärnpopulationerna ( Population II ):
  • Tips på avståndsindikatorn för den röda jättegrenen (TRGB).
  • Planetary nebula luminosity function (PNLF)
  • Globular cluster luminosity function (GCLF)
  • Ytljusstyrka fluktuationer (SBF)
• I galaktisk astronomi används röntgenstrålar (termonukleära blixtar på ytan av en neutronstjärna ) som standardljus. Observationer av röntgenstrålning visar ibland röntgenspektra som indikerar radieexpansion. Därför bör röntgenflödet vid burstens topp motsvara Eddington-ljusstyrkan , som kan beräknas när neutronstjärnans massa är känd (1,5 solmassor är ett vanligt förekommande antagande). Denna metod medger avståndsbestämning av vissa låg-massröntgen binärer . Lågmassaröntgenbilder är mycket svaga i det optiska, vilket gör avstånden extremt svåra att bestämma.
• Interstellära masrar kan användas för att härleda avstånd till galaktiska och några extragalaktiska föremål som har maseremission.
• Cepheids och novae
• Den Tully-Fisher relation
• Den Faber-Jackson relation
• Typ Ia-supernovor som har en mycket välbestämd maximal absolut storlek som en funktion av formen på deras ljuskurva och är användbara för att bestämma extragalaktiska avstånd upp till några hundra Mpc. Ett anmärkningsvärt undantag är SN 2003fg , "Champagne Supernova", en typ Ia -supernova av ovanlig natur.
• Redsväxlingar och Hubbles lag

Huvudsekvenspassning

När den absoluta storleken för en grupp av stjärnor är avsatt mot den spektrala klassificeringen av stjärnan, i ett Hertzsprung-Russell-diagram , är evolutionära mönster funnit att relatera till massan, ålder och sammansättning av stjärnan. Särskilt under deras väteförbränningsperiod ligger stjärnor längs en kurva i diagrammet som kallas huvudsekvens . Genom att mäta dessa egenskaper från en stjärnas spektrum kan positionen för en huvudsekvensstjärna på H – R -diagrammet bestämmas och därmed uppskattas stjärnans absoluta storlek. En jämförelse av detta värde med den skenbara storleken gör att det ungefärliga avståndet kan fastställas efter korrigering för interstellar utrotning av ljusstyrkan på grund av gas och damm.

I ett gravitationellt bundet stjärnkluster som Hyades bildade stjärnorna i ungefär samma ålder och ligger på samma avstånd. Detta möjliggör relativt exakt huvudsekvensanpassning, vilket ger både ålder och avståndsbestämning.

Extragalaktisk avståndsskala

Den extragalaktiska avståndsskalan är en serie tekniker som idag används av astronomer för att bestämma avståndet mellan kosmologiska kroppar bortom vår egen galax, som inte lätt kan erhållas med traditionella metoder. Vissa procedurer utnyttjar egenskaperna hos dessa objekt, till exempel stjärnor , globulära kluster , nebulosor och galaxer som helhet. Andra metoder baseras mer på statistik och sannolikheter för saker som hela galaxkluster .

Wilson – Bappu -effekt

Wilson – Bappu -effekten upptäcktes 1956 av Olin Wilson och MK Vainu Bappu och använder effekten som kallas spektroskopisk parallax . Många stjärnor har funktioner i sina spektra , såsom kalcium K-linjen , som indikerar deras absoluta storlek . Avståndet till stjärnan kan sedan beräknas från dess skenbara storlek med hjälp av avståndsmodulen .

Det finns stora begränsningar för denna metod för att hitta stjärnavstånd. Kalibreringen av spektrallinjens styrkor har begränsad noggrannhet och det kräver en korrigering för interstellär utrotning . Även om denna metod i teorin har förmågan att tillhandahålla tillförlitliga avståndsberäkningar till stjärnor upp till 7 megaparsek (Mpc), används den i allmänhet bara för stjärnor på hundratals kiloparsek (kpc).

Klassiska cepheider

Utöver räckvidden för Wilson – Bappu-effekten , bygger nästa metod på förhållandet mellan period-ljusstyrka för klassiska Cepheid-variabla stjärnor. Följande relation kan användas för att beräkna avståndet till galaktiska och extragalaktiska klassiska cepheider:

${\ displaystyle 5 \ log _ {10} {d} = V+(3.34) \ log _ {10} {P}-(2.45) (VI) +7.52 \ ,.}$

${\ displaystyle 5 \ log _ {10} {d} = V+(3.37) \ log _ {10} {P}-(2.55) (VI) +7.48 \ ,.}$

Flera problem komplicerar användningen av Cepheids som standardljus och diskuteras aktivt, främst bland dem: arten och linjäriteten i period-ljusstyrka-förhållandet i olika passband och metallicitetens inverkan på både nollpunkten och lutningen för dessa relationer, och effekterna av fotometrisk kontaminering (blandning) och en förändrad (typiskt okänd) utrotningslag på Cepheid -avstånd.

Dessa olösta frågor har resulterat i citerade värden för Hubble -konstanten mellan 60 km/s/Mpc och 80 km/s/Mpc. Att lösa denna avvikelse är ett av de främsta problemen inom astronomi eftersom vissa kosmologiska parametrar i universum kan begränsas betydligt bättre genom att tillhandahålla ett exakt värde för Hubble -konstanten.

Cepheid -variabla stjärnor var nyckelinstrumentet i Edwin Hubbles slutsats 1923 att M31 (Andromeda) var en yttre galax, i motsats till en mindre nebulosa i Vintergatan . Han kunde beräkna avståndet från M31 till 285 Kpc, dagens värde är 770 Kpc.

Som hittills upptäckt innehåller NGC 3370, en spiralgalax i stjärnbilden Leo, de längsta cepheider som hittats på ett avstånd av 29 Mpc. Cepheid -variabla stjärnor är inte på något sätt perfekta avståndsmarkörer: vid närliggande galaxer har de ett fel på cirka 7% och upp till ett 15% -fel för de mest avlägsna.

Supernovor

SN 1994D (ljuspunkt nere till vänster) i NGC 4526 -galaxen. Bild av NASA , ESA , Hubble Key Project Team och High-Z Supernova Search Team

Det finns flera olika metoder för vilka supernovor kan användas för att mäta extragalaktiska avstånd.

Mäter en supernovas fotosfär

Vi kan anta att en supernova expanderar på ett sfäriskt symmetriskt sätt. Om supernova är tillräckligt nära så att vi kan mäta vinkelutsträckningen, θ ( t ), för dess fotosfär , kan vi använda ekvationen

${\ displaystyle \ omega = {\ frac {\ Delta \ theta} {\ Delta t}} \ ,,}$

där ω är vinkelhastighet, θ är vinkelomfång. För att få en korrekt mätning, är det nödvändigt att göra två observationer åtskilda av tid Δ t . Därefter kan vi använda

${\ displaystyle \ d = {\ frac {V_ {ej}} {\ omega}} \ ,,}$

där d är avståndet till supernova, V _ej är supernovans ejektas radiella hastighet (det kan antas att V _{ej är} lika med V _θ om det är sfäriskt symmetriskt).

Denna metod fungerar bara om supernova är tillräckligt nära för att kunna mäta fotosfären exakt. På samma sätt är det expanderande skalet av gas i själva verket inte helt sfäriskt eller en perfekt svart kropp. Även interstellär utrotning kan hindra de exakta mätningarna av fotosfären. Detta problem förvärras ytterligare av kärnkollaps-supernova. Alla dessa faktorer bidrar till avståndsfelet på upp till 25%.

Typ Ia ljuskurvor

Typ Ia supernovor är några av de bästa sätten att bestämma extragalaktiska avstånd. Ia uppstår när en binär vit dvärgstjärna börjar ackumulera material från sin följeslagare. När den vita dvärgen vinner materia når den så småningom sin Chandrasekhar -gräns på . ${\ displaystyle 1.4M _ {\ odot}}$

När den väl har nåtts blir stjärnan instabil och genomgår en kärnfusionsreaktion som springer iväg. Eftersom alla supernovaer av typ Ia exploderar med ungefär samma massa är deras absoluta storheter lika. Detta gör dem mycket användbara som standardljus. Alla typ Ia -supernovor har en standardblå och visuell storlek på

${\ displaystyle \ M_ {B} \ approx M_ {V} \ approx -19,3 \ pm 0.3 \ ,.}$

Därför, när man observerar en typ Ia -supernova, om det är möjligt att bestämma vad dess toppstorlek var, kan dess avstånd beräknas. Det är inte nödvändigt att fånga supernova direkt vid sin största storlek; med hjälp av metoden flerfärgad ljuskurva ( MLCS ) jämförs ljuskurvens form (taget vid vilken rimlig tid som helst efter den första explosionen) med en familj av parametrerade kurvor som bestämmer den absoluta storleken vid maximal ljusstyrka. Denna metod träder också i kraft interstellar utrotning/dimning från damm och gas.

På samma sätt passar sträckningsmetoden de speciella ljuskurvorna för supernovastorleken till en mall ljuskurva. Denna mall, till skillnad från att vara flera ljuskurvor vid olika våglängder (MLCS), är bara en enda ljuskurva som har sträckts (eller komprimerats) i tid. Genom att använda denna stretchfaktor kan toppstorleken bestämmas.

Att använda typ Ia -supernovor är en av de mest exakta metoderna, särskilt eftersom supernova -explosioner kan vara synliga på stora avstånd (deras ljusstyrka konkurrerar med galaxen där de befinner sig), mycket längre än Cepheid -variabler (500 gånger längre). Mycket tid har ägnats åt förädling av denna metod. Den nuvarande osäkerheten närmar sig bara 5%, vilket motsvarar en osäkerhet på bara 0,1 magnituden.

Novae i avståndsbestämningar

Novae kan användas på ungefär samma sätt som supernovor för att härleda extragalaktiska avstånd. Det finns ett direkt samband mellan en novs maximala storlek och tiden för dess synliga ljus att sjunka med två storlekar. Denna relation visar sig vara:

${\ displaystyle \ M_ {V}^{\ max} =-9.96-2.31 \ log _ {10} {\ dot {x}} \ ,.}$

Var är tidsderivatet av novans mag, som beskriver den genomsnittliga nedgångstakten under de två första storheterna. ${\ displaystyle {\ dot {x}}}$

Efter att novarna bleknat är de ungefär lika ljusa som de mest lysande Cepheid -variabla stjärnorna, därför har båda dessa tekniker ungefär samma maxavstånd: ~ 20 Mpc. Felet i denna metod ger en osäkerhet i storleksordningen cirka ± 0,4

Globular cluster -ljusstyrka

Baserat på metoden för att jämföra ljusstyrkan hos globulära kluster (belägna i galaktiska halos) från avlägsna galaxer till Virgo Cluster , har den globulära klusterets ljusstyrka en osäkerhet om avstånd på cirka 20% (eller 0,4 magnituden).

Amerikanska astronomen William Alvin Baum försökte först använda klotformiga kluster för att mäta avlägsna elliptiska galaxer. Han jämförde de ljusaste klotklyngorna i Jungfrun En galax med dem i Andromeda, förutsatt att klusterens ljusstyrka var desamma i båda. Genom att känna till avståndet till Andromeda har Baum antagit en direkt korrelation och uppskattat Jungfrun A: s avstånd.

Baum använde bara ett enda globulärt kluster, men enskilda formationer är ofta dåliga standardljus. Den kanadensiska astronomen René Racine antog att användningen av funktionen globular cluster luminosity (GCLF) skulle leda till en bättre approximation. Antalet globulära kluster som en funktion av storleken anges av:

${\ displaystyle \ \ Phi (m) = Ae^{(m-m_ {0})^{2}/2 \ sigma^{2}} \,}$

där m ₀ är omsättningens storlek, M ₀ är storleken på Jungfrun -klustret, och sigma är dispersionen ~ 1,4 mag.

Det är viktigt att komma ihåg att det antas att globulära kluster alla har ungefär samma ljusstyrka i universum . Det finns ingen universell globulär kluster -ljusstyrka som gäller för alla galaxer.

Planetär nebulosfunktion

Liksom GCLF -metoden kan en liknande numerisk analys användas för planetariska nebulosor (notera användningen av mer än en!) Inom avlägsna galaxer. Den planetarisk nebulosa luminositetsfunktionen (PNLF) föreslogs först i slutet av 1970 av Holland Cole och David Jenner. De föreslog att alla planetariska nebulosor alla kan ha liknande maximal inneboende ljusstyrka, nu beräknad till M = -4,53. Detta skulle därför göra dem till potentiella standardljus för att bestämma extragalaktiska avstånd.

Astronomen George Howard Jacoby och hans kollegor föreslog senare att PNLF -funktionen var lika:

${\ displaystyle \ N (M) \ propto e^{0.307M} (1-e^{3 (M^{*}-M)}) \ ,.}$

Där N (M) är antalet planetariska nebulosor, med absolut storlek M. M* är lika med nebulosan med den ljusaste storleken.

Ytljusstyrka fluktuationsmetod

Galaxkluster

Följande metod behandlar de övergripande inneboende egenskaperna hos galaxer. Dessa metoder, men med varierande felprocent, har möjlighet att göra avståndsuppskattningar över 100 Mpc, även om det vanligtvis tillämpas mer lokalt.

Den yta ljusstyrka fluktuation metoden (SBF) drar fördel av användningen av CCD -kameror på teleskop. På grund av rumsliga fluktuationer i en galax yts ljusstyrka kommer vissa pixlar på dessa kameror att ta upp fler stjärnor än andra. Men när avståndet ökar blir bilden allt mjukare. Analys av detta beskriver en storlek på pixel-till-pixel-variationen, som är direkt relaterad till en galaxavstånd.

Sigma-D relation

Den Sigma-D förhållande (eller Σ-D förhållande), som används i elliptiska galaxer avser vinkeldiameter (D) av galaxen till sin hastighet dispersion . Det är viktigt att beskriva exakt vad D representerar, för att förstå denna metod. Det är, närmare bestämt, galaxens vinkeldiameter ut till ytans ljusstyrka på 20,75 B-mag bågsek ⁻² . Denna ytljusstyrka är oberoende av galaxens faktiska avstånd från oss. I stället är D omvänt proportionellt mot galaxens avstånd, representerat som d. Således använder denna relation inte standardljus. D tillhandahåller snarare en standardlinjal . Detta förhållande mellan D och Σ är

${\ displaystyle \ log (D) = 1.333 \ log (\ Sigma)+C}$

Där C är en konstant som beror på avståndet till galaxhopen.

Denna metod har potential att bli en av de starkaste metoderna för galaktiska avståndsräknare, kanske överskrider intervallet för även Tully -Fisher -metoden. Från och med idag är elliptiska galaxer dock inte tillräckligt ljusa för att ge en kalibrering för denna metod genom användning av tekniker som Cepheids. Istället görs kalibrering med hjälp av mer råa metoder.

Överlappning och skalning

En rad avståndsindikatorer, som är avståndsstegen, behövs för att bestämma avstånd till andra galaxer. Anledningen är att objekt som är tillräckligt ljusa för att kunna identifieras och mätas på sådana avstånd är så sällsynta att få eller inga finns i närheten, så det finns för få exempel nära nog med tillförlitlig trigonometrisk parallax för att kalibrera indikatorn. Till exempel kan Cepheid -variabler, en av de bästa indikatorerna för närliggande spiralgalaxer , ännu inte tillfredsställande kalibreras med parallax, även om Gaia -rymduppdraget nu kan väga in det specifika problemet. Situationen kompliceras ytterligare av det faktum att olika stjärnpopulationer i allmänhet inte har alla typer av stjärnor i sig. Cepheider är i synnerhet massiva stjärnor, med kort livstid, så de kommer bara att hittas på platser där stjärnor helt nyligen har bildats. Eftersom elliptiska galaxer vanligtvis länge har upphört att ha storskalig stjärnbildning kommer de därför inte att ha cepheider. Istället måste avståndsindikatorer som har sitt ursprung i en äldre stjärnpopulation (som novae och RR Lyrae -variabler) användas. RR Lyrae -variabler är dock mindre lysande än Cepheids, och novor är oförutsägbara och ett intensivt övervakningsprogram - och tur under det programmet - behövs för att samla ihop tillräckligt med novaer i målgalaxen för en bra avståndsuppskattning.

Eftersom de mer avlägsna stegen i den kosmiska avståndsstegen beror på de närmare, inkluderar de mer avlägsna stegen effekterna av fel i de närmare stegen, både systematiska och statistiska. Resultatet av dessa förökningsfel innebär att avstånd inom astronomi sällan är kända till samma precision som mätningar inom andra vetenskaper, och att precisionen nödvändigtvis är sämre för mer avlägsna objekttyper.

En annan oro, särskilt för de allra ljusaste standardljusen, är deras "standarditet": hur homogena föremålen är i sin sanna absoluta storlek. För några av dessa olika standardljus är homogeniteten baserad på teorier om bildandet och utvecklingen av stjärnor och galaxer, och är därmed också föremål för osäkerhet i dessa aspekter. För de mest lysande avståndsindikatorerna, typ Ia -supernovorna, är denna homogenitet känd för att vara dålig; ingen annan föremålsklass är dock tillräckligt ljus för att detekteras på så stora avstånd, så klassen är användbar helt enkelt för att det inte finns något verkligt alternativ.

Observationsresultatet av Hubbles lag, det proportionella förhållandet mellan avstånd och den hastighet med vilken en galax rör sig bort från oss (vanligtvis kallad rödförskjutning ) är en produkt av den kosmiska avståndsstegen. Edwin Hubble observerade att svagare galaxer är mer rödskiftade. Att hitta värdet av Hubble -konstanten var resultatet av årtiondenas arbete av många astronomer, både för att samla mätningarna av galaxröda förskjutningar och för att kalibrera avståndsstegen. Hubbles lag är det primära sättet vi har för att uppskatta avstånden till kvasarer och avlägsna galaxer där individuella avståndsindikatorer inte kan ses.

Se även

• Araucaria -projektet
• Avståndsmätningar (kosmologi)
• Storleksordningar (längd) #Astronomiska
• Standard linjal

Fotnoter

Referenser

Bibliografi

• Carroll, Bradley W .; Ostlie, Dale A. (2014). En introduktion till modern astrofysik . Harlow, Storbritannien: Pearson Education Limited . ISBN 978-1-292-02293-2.
• Measuring the Universe The Cosmological Distance Ladder , Stephen Webb, copyright 2001.
• Pasachoff, JM ; Filippenko, A. (2013). Kosmos: Astronomi i det nya årtusendet (4: e upplagan). Cambridge: Cambridge University Press. ISBN 978-1-107-68756-1.
• The Astrophysical Journal , The Globular Cluster Luminosity Function as a Distance Indicator: Dynamical Effects , Ostriker and Gnedin, 5 maj 1997.
• En introduktion till distansmätning i astronomi , Richard de Grijs, Chichester: John Wiley & Sons, 2011, ISBN  978-0-470-51180-0 .

externa länkar

• ABC's of distances (UCLA)
• Extragalactic Distance Scale av Bill Keel
• Hubble -rymdteleskopets nyckelprojekt i den extragalaktiska avståndsskalan
• Hubble Constant , en historisk diskussion
• NASA Cosmic Distance Scale
• PNLF informationsdatabas
• The Astrophysical Journal