Kozmikus távolsági skála – hogyan mérjük a világegyetem távolságait?

Csillagászati egység

A csillagászati egység a Földnek a Naptól való átlagos távolsága. Ezt elég pontosan tudjuk. A Kepler-törvények megmondják a bolygók távolságainak arányait, a radar pedig megmondja az abszolút távolságot a belső bolygók és a körülöttük keringő mesterséges műholdak távolságát.

Parallax

A parallaxis a trigonometria felhasználása a Naprendszerhez közeli objektumok távolságának meghatározására.

Ahogy a Föld kering a Nap körül, a közeli csillagok helyzete kissé eltolódik a távolabbi háttérhez képest. Ezek az eltolódások egy derékszögű háromszög szögei, ahol 2 AU alkotja a háromszög rövid lábát, a csillagtól való távolság pedig a hosszú lábát. Az eltolódás mértéke igen kicsi, 1 ívmásodperc egy 1 parszek (3,26 fényév) távolságban lévő objektum esetében.

Ez a módszer néhány száz parszek távolságig működik.

Az ismert fényességű objektumokat standard gyertyáknak nevezzük. A legtöbb fizikai távolságjelző szabványos gyertya. Ezek olyan objektumok, amelyek egy ismert fényességű osztályba tartoznak. Ez utóbbi ismert fényességét a megfigyelt fényességével összehasonlítva az objektum távolsága kiszámítható az inverz négyzet törvény segítségével.

A csillagászatban egy objektum fényességét az abszolút magnitúdójával adják meg. Ezt a mennyiséget a fényesség logaritmusából vezetik le, 10 parszek távolságból nézve. A látszólagos fényesség a megfigyelő által látott fényesség. Ez alapján a következőképpen határozható meg az objektum D távolsága kiloparszekben (kiloparszek = 1000 parszek):

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}}}}

ahol m a látszólagos fényesség és M az abszolút fényesség. Ahhoz, hogy ez pontos legyen, mindkét nagyságnak ugyanabban a frekvenciasávban kell lennie, és nem lehet relatív mozgás a sugárirányban.

A csillagközi kihalást is figyelembe kell venni, amely szintén halványabbá és vörösebbé teszi az objektumokat. Az abszolút és a látszólagos fényesség közötti különbséget távolsági modulusnak nevezik, és a csillagászati távolságokat, különösen a csillagközi távolságokat, néha így táblázzák.

Problémák

A szabványos gyertyák bármely osztálya esetében két probléma merül fel. Az egyik a kalibrálás, vagyis annak megállapítása, hogy pontosan mekkora a gyertya abszolút nagysága.

A második az osztály tagjainak felismerésében rejlik. A szabványos gyertyakalibrálás csak akkor működik, ha az objektum az osztályhoz tartozik. Szélsőséges távolságoknál, ahol az ember leginkább távolságjelzőt szeretne használni, ez a felismerési probléma elég komoly lehet.

A szabványos gyertyákkal kapcsolatos jelentős probléma az, hogy mennyire szabványosak. Például úgy tűnik, hogy minden megfigyelés azt mutatja, hogy az ismert távolságban lévő Ia típusú szupernóvák azonos fényességűek, de lehetséges, hogy a távoli Ia típusú szupernóvák más tulajdonságokkal rendelkeznek, mint a közeli Ia típusú szupernóvák.

Kevés kivételtől eltekintve a közvetlen méréseken alapuló távolságok csak körülbelül ezer parszekig állnak rendelkezésre, ami saját galaxisunk szerény részét jelenti. Az ezen túli távolságok esetében a mérések fizikai feltételezésektől függenek, vagyis attól az állítástól, hogy felismerjük a kérdéses objektumot, és az objektumok osztálya elég homogén ahhoz, hogy tagjait értelmes távolságbecsléshez lehessen használni.

A fokozatosan nagyobb távolsági skálákon használt fizikai távolságmutatók a következők:

• Napfogyatkozó kettőscsillagok - Az elmúlt évtizedben a napfogyatkozó kettőscsillagok mérése lehetőséget nyújt a galaxisok távolságának mérésére. Az 5%-os pontosság körülbelül 3 millió parszek távolságig.
• RR Lyrae változócsillagok - periodikusan változó csillagok, amelyek általában gömbhalmazokban találhatók, és gyakran használják őket standard gyertyaként a galaktikus távolságok mérésére. Ezeket a vörös óriásokat a galaxison belüli és a közeli gömbhalmazok távolságainak mérésére használják.
• A galaktikus csillagászatban a röntgenkitöréseket (a neutroncsillag felszínén bekövetkező termonukleáris felvillanásokat) használják standard gyertyaként. A röntgenkitörések megfigyelései néha a sugárterjedést jelző röntgenspektrumokat mutatnak. Ezért a kitörés csúcsán a röntgenáramnak meg kell felelnie az Eddington-fényességnek, amely kiszámítható, ha a neutroncsillag tömege ismert (1,5 naptömeg az általánosan használt feltételezés).
• Cepheida-változók és nóvák
• A cefidák a nagyon fényes változócsillagok egy osztálya. A Cepheida-változók fényessége és pulzációs periódusa közötti szoros és közvetlen kapcsolat biztosítja a Cepheidák számára, hogy a galaktikus és extragalaktikus távolsági skálák meghatározásában fontos standard gyertyák legyenek.
• A Novae ígéretes a standard gyertyaként való használatra. Például abszolút fényességük eloszlása bimodális, egy fő csúcs a -8,8 magnitúdónál, és egy kisebb a -7,5 magnitúdónál. A novák abszolút fényessége 15 nappal a csúcspontjuk után is nagyjából ugyanolyan (-5,5). Ez a módszer körülbelül olyan pontos, mint a Cepheid változócsillagok módszere.

• Fehér törpék. Mivel a szupernóvává váló fehér törpecsillagok tömege egységes, az Ia típusú szupernóvák egyenletes csúcsfényességgel rendelkeznek. Ennek az értéknek a stabilitása lehetővé teszi, hogy ezeket a robbanásokat standard gyertyaként használjuk a gazdagalaxisok távolságának mérésére, mivel a szupernóvák látható fényessége elsősorban a távolságtól függ.
• Vöröseltolódások és Hubble-törvény A Hubble-törvény segítségével, amely a vöröseltolódást a távolsággal hozza összefüggésbe, meg lehet becsülni bármelyik galaxis távolságát.

Fő szekvencia illesztés

A Hertzsprung-Russell-diagramban egy csillagcsoport abszolút fényességét a csillagok spektrális osztályozásával szemben ábrázolják. A csillag tömegével, korával és összetételével összefüggő fejlődési mintázatokat találunk. A hidrogénégés időszakában a csillagok a diagram egy görbéje, a fősorozat mentén helyezkednek el.

A csillag spektrumából a tulajdonságok mérésével megállapítható a fősorozatú csillag helyzete a H-R diagramon. Ebből megbecsülhető a csillag abszolút magnitúdója. Ennek az értéknek a látszólagos magnitúdóval való összehasonlítása lehetővé teszi a közelítő távolság meghatározását, miután korrigálták a fényesség csillagközi kihalását a gáz és a por miatt.

Egy gravitációsan kötött csillaghalmazban, mint amilyen a Hyades, a csillagok nagyjából azonos korban keletkeztek, és azonos távolságban helyezkednek el. Ez lehetővé teszi a viszonylag pontos fősorozat-illesztést, ami mind a kor, mind a távolság meghatározását lehetővé teszi.

Ez nem a módszerek teljes listája, de megmutatja, hogy a csillagászok milyen módon becsülik meg a csillagászati objektumok távolságát.