Avståndsskala i astronomi

Avståndsskalan inom astronomi  är ett komplext namn för de problem som är förknippade med att mäta avstånd inom astronomi . Noggrann mätning av stjärnornas position är en del av astrometri .

Många astronomiska föremål som används för att konstruera en avståndsskala tillhör en eller annan klass med en känd ljusstyrka . Sådana föremål kallas standardljus . Genom att mäta deras skenbara ljusstyrka och känna till ljusstyrkan kan man beräkna deras avstånd baserat på den omvända kvadratlagen .

Historik

Konstruktion av den galaktiska skalan

Genom trigonometrisk parallax

Parallax är vinkeln på grund av källans projektion på himmelssfären . Det finns två typer av parallax: årlig och grupp [1] .

Den årliga parallaxen  är den vinkel vid vilken den genomsnittliga radien för jordens omloppsbana skulle vara synlig från stjärnans masscentrum. På grund av jordens rörelse i omloppsbana förändras den uppenbara positionen för varje stjärna på himlaklotet konstant - stjärnan beskriver en ellips, vars stora halvaxel visar sig vara lika med den årliga parallaxen. Enligt den kända parallaxen från den euklidiska geometrins lagar kan avståndet från jordens banas centrum till stjärnan hittas som [1] :

,

där D  är det önskade avståndet, R  är radien för jordens omloppsbana och den ungefärliga likheten skrivs för en liten vinkel (i radianer ). Denna formel visar väl huvudsvårigheten med denna metod: med ökande avstånd minskar parallaxvärdet längs en hyperbel, och därför är mätning av avstånden till avlägsna stjärnor förknippad med betydande tekniska svårigheter.

Kärnan i gruppparallax är som följer: om en viss stjärnhop har en märkbar hastighet i förhållande till jorden, kommer enligt projektionslagarna de synliga rörelseriktningarna för dess medlemmar att konvergera vid en punkt, kallad strålningen av klunga. Strålarens position bestäms av stjärnornas rätta rörelser och förskjutningen i deras spektrallinjer på grund av Dopplereffekten . Då hittas avståndet till klustret från följande relation [2] :

där μ och Vr  är vinkel- (i bågsekunder per år) och radiella (i km/s) hastigheter för klusterstjärnan, respektive, λ är vinkeln mellan sol-stjärnan och stjärnans strålningslinjer, och D är avståndet uttryckt i parsecs . Endast Hyaderna har märkbar gruppparallax, men före uppskjutningen av Hipparcos-satelliten är detta det enda sättet att kalibrera avståndsskalan för gamla objekt [1] .

Baserat på Cepheider och RR Lyrae stjärnor

På Cepheider och stjärnor av typen RR Lyrae divergerar den enhetliga avståndsskalan i två grenar - avståndsskalan för unga objekt och för gamla [1] . Cepheider finns huvudsakligen i regioner med nyligen stjärnbildning och är därför unga föremål. Variabler av typen RR Lyrae dras mot gamla system, till exempel finns det särskilt många av dem i klotformade stjärnhopar i halo i vår galax .

Båda typerna av stjärnor är variabla, men om Cepheider är nybildade objekt, så har RR Lyrae-stjärnor härstammat från huvudsekvensen  - jättar av spektraltyperna A-F, som huvudsakligen ligger på den horisontella grenen av färgstorleksdiagrammet för klothopar. Men hur de används som standardljus är annorlunda:

Bestämning av avstånd med denna metod är förknippad med ett antal svårigheter:

  1. Det är nödvändigt att välja enskilda stjärnor. Inom Vintergatan är detta inte svårt, men ju större avståndet är, desto mindre är vinkeln mellan stjärnorna.
  2. Det är nödvändigt att ta hänsyn till absorptionen av ljus av damm och inhomogeniteten i dess fördelning i rymden.

Dessutom förblir det för cepheider ett allvarligt problem att exakt bestämma nollpunkten för beroendet av "pulsperiod - ljusstyrka". Under hela 1900-talet har dess värde ständigt förändrats, vilket gör att den avståndsuppskattning som erhållits på liknande sätt också har förändrats. Ljusstyrkan hos RR Lyrae-stjärnor, även om den är nästan konstant, beror fortfarande på koncentrationen av tunga element.

Av nya stjärnor

Enligt Wilson-Bappu-effekten

Wilson-Bupp-effekten är ett observationsförhållande mellan den absoluta magnituden i V ( MV ) -filtret och halvbredden av K1- och K2 -emissionslinjerna för joniserad Ca II i deras atmosfär centrerad vid 3933,7 Å . Öppnades 1957 av Olin C. Wilson och MK Vainu Bappu. Den moderna uppfattningen är följande [3] :

,

där W 0  är linjebredden uttryckt i ångström.

De största nackdelarna med metoden som indikator är följande:

Konstruktion av den extragalaktiska skalan

Enligt supernovor av typ Ia

Vanligtvis, förutom gemensamma för alla fotometriska metoder, inkluderar nackdelarna och de öppna problemen med denna metod [4] :

  1. K-korrigeringsproblemet. Kärnan i detta problem är att det inte är den bolometriska intensiteten (integrerad över hela spektrumet) som mäts, utan i ett visst spektrum av mottagaren. Det betyder att för källor med olika rödförskjutningar mäts intensiteten i olika spektralområden. För att ta hänsyn till denna skillnad införs en speciell korrigering, kallad K-korrigering.
  2. Formen på avståndet kontra rödförskjutningskurvan mäts av olika observatorier med olika instrument, vilket ger problem med flödeskalibreringar osv.
  3. Man trodde tidigare att alla Ia-supernovor exploderade vita dvärgar i ett nära binärt system, där den andra komponenten var en röd jätte . Det har dock dykt upp bevis för att åtminstone några av dem kan uppstå vid sammanslagning av två vita dvärgar, vilket gör att denna underklass inte längre är lämplig att använda som ett standardljus.
  4. Supernovas ljusstyrka beroende av den kemiska sammansättningen av förfädersstjärnan.

Det var tack vare supernovaexplosioner 1998 som två grupper av observatörer upptäckte accelerationen av universums expansion [5] . Hittills är faktumet med acceleration nästan utom tvivel, men det är omöjligt att entydigt bestämma dess storlek från enbart supernovor: felen för stora z är fortfarande extremt stora , så andra observationer måste också vara inblandade [6] [7 ] .

År 2020 visade en grupp koreanska forskare att ljusstyrkan hos denna typ av supernova med en mycket hög sannolikhet korrelerar med stjärnsystemens kemiska sammansättning och ålder - och använder dem därför för att bestämma intergalaktiska avstånd, inklusive bestämning av expansionshastigheten av universum - kan ge ett fel [8] .

Med gravitationslinser

När den passerar nära en massiv kropp avleds en ljusstråle . Således kan en massiv kropp samla en parallell ljusstråle vid ett visst fokus och bygga en bild, och det kan finnas flera av dem. Detta fenomen kallas gravitationslinsning . Om det linsförsedda objektet är variabelt och flera bilder av det observeras, öppnar detta för möjligheten att mäta avstånd, eftersom det blir olika tidsfördröjningar mellan bilderna på grund av utbredningen av strålar i olika delar av linsens gravitationsfält (en effekt liknande Shapiro-effekten i solsystemet). [9]

Om vi ​​tar ξ 0 = D l och η 0 = ξ 0 D s / D l (där D  är vinkelavståndet) som en karakteristisk skala för koordinaterna för bilden ξ och källan η (se figur) i motsvarande plan , då kan vi skriva tidsfördröjningen mellan bilder nummer i och j enligt följande [9] :

där x = ξ / ξ 0 och y = η / η 0  är vinkelpositionerna för källan respektive bilden, c  är ljusets hastighet, z l  är linsens rödförskjutning och ψ  är avböjningspotentialen beroende på valet av modell. Man tror att i de flesta fall den verkliga potentialen hos linsen är väl approximerad av en modell där materien är fördelad radiellt symmetriskt och potentialen vänder sig till oändlighet. Sedan bestäms fördröjningstiden av formeln:

Men i praktiken är metodens känslighet för formen av galaxhalopotentialen betydande. Således varierar det uppmätta värdet på H 0 för galaxen SBS 1520+530, beroende på modell, från 46 till 72 km/(s Mpc) [10] .

För röda jättar

De ljusaste röda jättarna har samma absoluta stellar magnitud −3,0 m ±0,2 m [11] , vilket betyder att de är lämpliga för rollen som standardljus. Observationsmässigt upptäcktes denna effekt först av Sandage 1971. Det antas att dessa stjärnor antingen är på toppen av den första stigningen av den röda jättegrenen av stjärnor med låg massa (mindre än sol) eller ligger på den asymptotiska jättegrenen.

Den största fördelen med metoden är att de röda jättarna är långt från regionerna för stjärnbildning och höga koncentrationer av damm, vilket i hög grad underlättar beräkningen av utrotning. Deras ljusstyrka beror också extremt svagt på metalliciteten hos både stjärnorna själva och deras miljö. Huvudproblemet med denna metod är valet av röda jättar från observationer av galaxens stjärnsammansättning. Det finns två sätt att lösa det [11] :

där a  är en koefficient nära 0,3, m  är den observerade magnituden. Det största problemet är skillnaden i vissa fall av serien som är ett resultat av användningen av metoden för maximal sannolikhet [11] .

Enligt Sunyaev-Zel'dovich-effekten

Förändringen i intensiteten av radioemissionen från reliktbakgrunden på grund av den omvända Compton-effekten på heta elektroner av interstellär och intergalaktisk gas kallas Sunyaev-Zeldovich-effekten . Effekten är uppkallad efter forskarna R. A. Sunyaev och Ya. B. Zeldovich [12] [13] som förutspådde den 1969 . Med hjälp av Sunyaev-Zeldovich-effekten kan man mäta diametern på en galaxhop , tack vare vilken galaxhopar kan användas som en standardlinjal när man konstruerar en skala av avstånd i universum. I praktiken började effekten registreras sedan 1978. För närvarande hänvisar data för att sammanställa kataloger över galaxhopar till data från rymden ( Planck ) och markbaserade (South Pole Telescope, Sunyaev-Zel'dovich Array) observatorier som erhållits på basis av Sunyaev-Zel'dovich-effekten.

Enligt Tully-Fisher beroende

se Tully-Fisher beroende

För galaxer med en aktiv kärna

se Active Nucleus Galaxy

Av masers

se maser

Genom ytljusstyrka

Anteckningar

  1. ↑ 1 2 3 4 5 A. S. Rastorguev. Skalan av avstånd i universum . Astronet .
  2. ↑ P. N. Kholopov. Upptäckt av rörliga kluster // Stjärnhopar. — M .: Nauka, 1981.
  3. ↑ Giancarlo Pace, Luca Pasquini, Sergio Ortolani. Wilson-Bappu-effekten: ett verktyg för att bestämma stjärnavstånd // Astronomi och astrofysik. — Vol. 401.-P. 997-1007. - doi : 10.1051/0004-6361:20030163 . - arXiv : astro-ph/0301637 .
  4. ↑ Steven Weinberg. Kosmologi . - M. : URSS, 2013. - S.  68 -81. — 608 sid. - ISBN 978-5-453-00040-1 .
  5. ↑ Schmidt Brian P., Suntzeff Nicholas B., Phillips. MM et al. The High-Z Supernova Search: Measuring Cosmic Deceleration and Global Curvature of the Universe Using Type IA Supernovae . — The Astrophysical Journal, 1998.
  6. ↑ Clocchiatti Alejandro, Schmidt Brian P., Filippenko Alexei V. Rymdteleskopet Hubble och markbaserade observationer av supernovor av typ Ia vid rödförskjutning 0.5: kosmologiska konsekvenser . — The Astrophysical Journal, 2006.
  7. ↑ K. Nakamura et al.,. Big-Bang kosmologi: sid. åtta.
  8. ↑ Yiung Kang, Young-Wook Lee, Young-Lo Kim, Chul Chung, Chang Hee Ree. Tidiga värdgalaxer av typ Ia supernovor. II. Bevis för ljusstyrkeevolution i supernovakosmologi  // The Astrophysical Journal. — 2020-01-20. - T. 889 , nr. 1 . - S. 8 . — ISSN 1538-4357 . doi : 10.3847 /1538-4357/ab5afc .
  9. ↑ 1 2 Oguri Masamune, Taruya Atsushi, Suto Yasushi, Turner Edwin L. Stark gravitationell linsningstidsfördröjningsstatistik och densitetsprofilen för mörka glorier . — The Astrophysical Journal, 2002.
  10. ↑ Tammann, G.A.; Sandage, A.; Reindl, B. Expansionsfältet: värdet på H 0 . — The Astronomy and Astrophysics Review, 2008.
  11. ↑ 1 2 3 Artikel med en minirecension om ämnet:
    • Makarov, Dmitry; Makarova, Lidia; Rizzi, Luca etc. Spets av Red Giant Branch Avstånd. I. Optimering av en algoritm för maximal sannolikhet. - The Astronomical Journal, 2006. - .
    Privata tillägg:
    • Sakai Shoko, Madore Barry F., Freedman Wendy L. Spets av den röda jättegrenen Avstånd till galaxer. III. Dvärggalaxens sextaner. - Astrophysical Journal, 1996. - .
    • Lee Myung Gyoon, Freedman Wendy L., Madore Barry F. Den röda jättegrenens spets som avståndsindikator för upplösta galaxer. - Astrophysical Journal, 1993. - .
  12. ↑ R. A. Sunyaev, Ya. B. Zeldovich: Småskaliga fluktuationer av relikstrålning. Astrophysics and Space Science, 7 (1970) 3-19, doi:10.1007/BF00653471.
  13. ↑ R. A. Sunyaev, Ya. B. Zeldovich: Mikrovågsbakgrundsstrålning som en sond av universums samtida struktur och historia. Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 18 (1980) 537-560, doi:10.1146/annurev.aa.18.090180.002541.

Litteratur

Länkar

  Gå till Wikidata-objektet  Ordböcker och uppslagsverk
I bibliografiska kataloger