Kozmik mesafe merdiveni - Cosmic distance ladder

• Açık yeşil kutular: Uygulanabilir teknik yıldız oluşturan galaksiler.
• Açık mavi kutular: Uygulanabilir teknik Nüfus II galaksiler.
• Açık Mor kutular: Geometrik mesafe tekniği.
• Açık Kırmızı kutu: The gezegenimsi bulutsu parlaklığı işlevi teknik tüm popülasyonlara uygulanabilir Başak Üstkümesi.
• Düz siyah çizgiler: İyi kalibre edilmiş merdiven basamağı.
• Kesikli siyah çizgiler: Belirsiz kalibrasyon merdiveni basamağı.

kozmik mesafe merdiveni (aynı zamanda ekstragalaktik mesafe ölçeği) yöntemlerin birbirini takip etmesidir gökbilimciler belirlemek mesafeler gök cisimlerine. Gerçek direkt Astronomik bir nesnenin mesafe ölçümü yalnızca "yeterince yakın" olan nesneler için mümkündür (yaklaşık bin Parsecs ) dünyaya. Daha uzak nesnelere olan mesafeleri belirleme tekniklerinin tümü, yakın mesafelerde çalışan yöntemler ile daha büyük mesafelerde çalışan yöntemler arasındaki çeşitli ölçülen korelasyonlara dayanır. Birkaç yöntem bir standart mumbilinen bir astronomik nesne olan parlaklık.

Merdiven benzetmesi, astronomide karşılaşılan tüm aralıklardaki mesafeleri tek bir tekniğin ölçememesi nedeniyle ortaya çıkar. Bunun yerine, yakın mesafeleri ölçmek için bir yöntem kullanılabilir, yakın ve orta mesafeleri ölçmek için bir saniye kullanılabilir vb. Merdivenin her bir basamağı, bir sonraki üst basamaktaki mesafeleri belirlemek için kullanılabilecek bilgiler sağlar.

Doğrudan ölçüm

Gökbilimci heykeli ve paralaks yöntemiyle kozmik mesafe merdiveni kavramı, azimut halkasından ve Yale-Columbia Refraktörünün (teleskop) (1925) diğer parçalarından yapılmıştır. 2003 Canberra orman yangınları hangi yaktı Mount Stromlo Gözlemevi; -de Questacon, Canberra, Avustralya Başkent Bölgesi.

Merdivenin dibinde temel mesafelerin doğrudan belirlendiği mesafe ölçümleri, söz konusu nesnenin doğası hakkında hiçbir fiziksel varsayım olmaksızın. Yıldız konumlarının hassas ölçümü, şu disiplinin bir parçasıdır: astrometri.

Astronomik birimi

Doğrudan mesafe ölçümleri, Astronomik birimi (AU), arasındaki ortalama mesafe olarak tanımlanır Dünya ve Güneş.Kepler'in yasaları kesin sağlamak oranlar Güneş'in etrafında dönen nesnelerin yörüngelerinin boyutlarını ölçüyor, ancak yörünge sisteminin genel ölçeğini ölçmüyor. Radar Dünyanın yörüngeleri ile ikinci bir cismin arasındaki mesafeyi ölçmek için kullanılır. Bu ölçümden ve iki yörünge boyutunun oranından, Dünya'nın yörüngesinin boyutu hesaplanır. Dünyanın yörüngesi, birkaç metrelik mutlak bir hassasiyetle ve 100 milyarda birkaç parçanın göreceli bir hassasiyetiyle bilinir (1×10⁻¹¹).

Tarihsel olarak, gözlemler Venüs geçişleri AU'nun belirlenmesinde çok önemliydi; 20. yüzyılın ilk yarısında, asteroitler da önemliydi. Şu anda Dünya'nın yörüngesi, kullanılarak yüksek hassasiyetle belirlenir. radar mesafelerin ölçümleri Venüs ve diğer yakın gezegenler ve asteroitler,^[1] ve gezegenlerarası izleyerek uzay aracı Güneş etrafındaki yörüngelerinde Güneş Sistemi.

Paralaks

Yıllık paralakstan yıldız paralaks hareketi. Tepe açısının yarısı paralaks açısıdır.

En önemli temel mesafe ölçümleri trigonometrik paralaks. Dünya Güneş'in yörüngesinde dönerken, yakınlardaki yıldızların konumu daha uzak arka plana göre biraz kaymış gibi görünecektir. Bu kaymalar ikizkenar açılardır üçgen, 2 ile AU (Dünya'nın Güneş etrafındaki en uç konumları arasındaki mesafe), üçgenin taban ayağını ve yıldıza olan mesafeyi eşit uzunlukta uzun bacaklar haline getirir. Vardiya miktarı oldukça küçüktür, 1 ölçüsü arcsaniye 1'deki bir nesne içinParsec mesafesi (3.26 ışık yılları ) ve daha sonra mesafe arttıkça açısal miktarda azalır. Gökbilimciler genellikle mesafeleri parsek (paralaks yay saniye) cinsinden ifade ederler; popüler medyada ışık yılı kullanılmaktadır.

Paralaks daha büyük bir yıldız mesafesi için küçüldüğünden, yararlı mesafeler yalnızca paralaksa birkaç kat daha büyük bir paralaksa sahip olacak kadar yakın olan yıldızlar için ölçülebilir. hassas ölçümün. Örneğin 1990'larda Hipparcos misyon yaklaşık bir hassasiyetle yüz binden fazla yıldız için paralakslar elde etti. milisaniye,^[2] birkaç yüz parseye kadar yıldızlar için faydalı mesafeler sağlar. Hubble teleskopu WFC3 artık 20 ile 40 arasında bir hassasiyet sağlama potansiyeline sahip mikroark saniye, az sayıdaki yıldız için 5.000 parsek'e (16.000 ıy) kadar güvenilir mesafe ölçümleri sağlar.^[3][4] 2018'de, Veri Yayını 2 Gaia uzay görevi, 15. büyüklükten daha parlak olan çoğu yıldıza benzer şekilde doğru mesafeler sağlar.^[5]

Yıldızların Güneş'e göre hızları vardır. uygun hareket (gökyüzünün enine) ve radyal hız (Güneşe doğru veya uzağa hareket). İlki, yıldızların uzun yıllar boyunca değişen konumlarını çizerek belirlenirken, ikincisi, yıldızların Doppler kayması yıldız spektrumunun görüş hattı boyunca hareket etmesinden kaynaklanır. Aynı spektral sınıfa ve benzer büyüklük aralığına sahip bir grup yıldız için, ortalama paralaks şu değerlerden türetilebilir: istatistiksel analiz radyal hızlarına göre uygun hareketlerin. Bu istatistiksel paralaks yöntemi, parlak yıldızların 50 parsek ve devasa ötesindeki mesafelerini ölçmek için kullanışlıdır. değişken yıldızlar, dahil olmak üzere Sefeidler ve RR Lyrae değişkenleri.^[6]

Paralaks ölçümleri, evrenin en zor bileşenlerinden üçünü anlamak için önemli bir ipucu olabilir: karanlık madde, karanlık enerji ve nötrinolar.^[7]

Hubble hassas yıldız mesafesi ölçümü, 10 kat daha genişletildi. Samanyolu.^[8]

Güneş'in uzaydaki hareketi, paralaks ölçümlerinin doğruluğunu artıracak daha uzun bir taban çizgisi sağlar. seküler paralaks. Samanyolu diskindeki yıldızlar için bu, ortalama 4 taban çizgisine karşılık gelir. AU yıl başına, halo yıldızları için taban çizgisi yılda 40 AU'dur. Birkaç on yıl sonra, taban çizgisi, geleneksel paralaks için kullanılan Dünya-Güneş taban çizgisinden daha büyük büyüklük sıraları olabilir. Bununla birlikte, seküler paralaks, daha yüksek düzeyde bir belirsizlik getirir, çünkü gözlemlenen yıldızların göreceli hızı ek bir bilinmezliktir. Birden fazla yıldızın örneğine uygulandığında belirsizlik azaltılabilir; belirsizlik ile ters orantılıdır kare kök örneklem büyüklüğünün.^[9]

Küme paralaksını taşıma Yakındaki bir yıldız kümesindeki tek tek yıldızların hareketlerinin kümeye olan mesafeyi bulmak için kullanılabildiği bir tekniktir. Sadece açık kümeler bu tekniğin yararlı olması için yeterince yakın. Özellikle, Hyades tarihsel olarak mesafe merdiveninde önemli bir adım olmuştur.

Diğer münferit nesneler, özel durumlarda kendileri için yapılan temel mesafe tahminlerine sahip olabilir. Bir gaz bulutunun genişlemesi gibi süpernova kalıntısı veya gezegenimsi bulutsu, zamanla gözlemlenebilir, sonra bir genişleme paralaksı bu buluta olan uzaklık tahmin edilebilir. Ancak bu ölçümler, nesnenin küresellikten sapmasındaki belirsizliklerden muzdariptir. İkili yıldızlar ikisi de görsel ve spektroskopik ikili dosyalar da mesafelerinin benzer yollarla tahmin edilmesini sağlayabilir ve yukarıdaki geometrik belirsizlikten etkilenmez. Bu yöntemlerin ortak özelliği, bir açısal hareket ölçümünün bir mutlak ölçüm ile birleştirilmesidir. hız (genellikle şu yolla elde edilir Doppler etkisi ). Mesafe tahmini, gözlemlenen mutlak hızının gözlemlenen açısal hareketle görünmesini sağlamak için nesnenin ne kadar uzakta olması gerektiğini hesaplamaktan gelir.

Özellikle genişleme paralaksları, çok uzaktaki nesneler için temel mesafe tahminleri verebilir, çünkü süpernova püskürmesi büyük genişleme hızlarına ve büyük boyutlara sahiptir (yıldızlara kıyasla). Ayrıca radyo ile gözlemlenebilirler. interferometreler çok küçük açısal hareketleri ölçebilen. Bunlar, diğer galaksilerdeki süpernovalara temel mesafe tahminleri sağlamak için birleşir.^[10] Değerli olsalar da, bu tür durumlar oldukça nadirdir, bu nedenle tek başlarına çalışan adımlardan ziyade mesafe merdiveninde önemli tutarlılık kontrolleri olarak hizmet ederler.

Standart mumlar

Fiziksel mesafe göstergesi olarak kullanılan hemen hemen tüm astronomik nesneler, bilinen parlaklığa sahip bir sınıfa aittir. Bu bilinenleri karşılaştırarak parlaklık bir nesnenin gözlemlenen parlaklığına göre, nesneye olan mesafe, kullanılarak hesaplanabilir. Ters kare kanunu. Parlaklığı bilinen bu nesneler olarak adlandırılır standart mumlartarafından icat edildi Henrietta Swan Leavitt.^[11]

Bir nesnenin parlaklığı, bununla ifade edilebilir. mutlak büyüklük. Bu miktar, 10 dakikalık bir mesafeden görüldüğü gibi parlaklığının logaritmasından türetilmiştir. Parsecs. görünen büyüklük, gözlemci tarafından görüldüğü haliyle büyüklük (a bolometre kullanılır), ölçülebilir ve mesafeyi hesaplamak için mutlak büyüklük ile kullanılabilir d parsecs içindeki nesneye^[12] aşağıdaki gibi:

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

veya

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

nerede m görünen büyüklük ve M mutlak büyüklük. Bunun doğru olması için, her iki büyüklüğün de aynı frekans bandında olması gerekir ve radyal yönde bağıl hareket olamaz.

Yıldızlararası durumu düzeltmenin bazı yolları yok olma Ayrıca nesnelerin daha soluk ve daha kırmızı görünmesini sağlayan, özellikle nesne tozlu veya gazlı bir bölgede bulunuyorsa gereklidir.^[13] Bir nesnenin mutlak ve görünür büyüklükleri arasındaki fark, nesnenin mesafe modülü ve astronomik mesafeler, özellikle galaksiler arası mesafeler bazen bu şekilde tablo haline getirilir.

Problemler

Herhangi bir standart mum sınıfı için iki sorun vardır. Asıl olan kalibrasyon bu, mumun mutlak büyüklüğünün tam olarak ne olduğunun belirlenmesidir. Bu, sınıfın üyelerin tanınması için yeterince iyi tanımlanmasını ve gerçek mutlak büyüklüklerinin yeterli doğrulukla belirlenmesine izin vermek için bu sınıfın iyi bilinen mesafelere sahip yeterli sayıda üyesini bulmayı içerir. İkinci sorun, sınıfın üyelerini tanımak ve sınıfa ait olmayan bir nesne üzerinde yanlışlıkla standart bir mum kalibrasyonu kullanmamaktır. Bir mesafe göstergesini en çok kullanmak istediği yer olan aşırı mesafelerde, bu tanıma sorunu oldukça ciddi olabilir.

Standart mumlarla ilgili önemli bir sorun, ne kadar standart olduklarına dair tekrarlanan sorudur. Örneğin, tüm gözlemler şunu gösteriyor gibi görünüyor: Tip Ia süpernova mesafe bilinen aynı parlaklığa sahiptir (ışık eğrisinin şekli ile düzeltilir). Parlaklıktaki bu yakınlığın temeli aşağıda tartışılmaktadır; ancak, uzak Tip Ia süpernovalarının, yakındaki Tip Ia süpernovalarından farklı özelliklere sahip olma olasılığı vardır. Tip Ia süpernovalarının kullanımı, doğru olanı belirlemede çok önemlidir. kozmolojik model. Gerçekten de Tip Ia süpernovalarının özellikleri büyük mesafelerde farklıysa, yani kalibrasyonlarının keyfi mesafelere ekstrapolasyonu geçerli değilse, bu varyasyonu göz ardı etmek, kozmolojik parametrelerin yeniden inşasını, özellikle maddenin yeniden inşasını tehlikeli bir şekilde saptırabilir. yoğunluk parametresi.^{[14][açıklama gerekli ]}

Bunun sadece felsefi bir mesele olmadığı, mesafe ölçümlerinin geçmişinden şu şekilde görülebilir: Sefeid değişkenleri. 1950 lerde, Walter Baade standart mumu kalibre etmek için kullanılan yakındaki Cepheid değişkenlerinin, yakındaki galaksilere olan mesafeleri ölçmek için kullanılanlardan farklı bir türde olduğunu keşfetti. Yakındaki Sefeid değişkenleri nüfus ben çok daha yüksek olan yıldızlar metal mesafeden daha içerik nüfus II yıldızlar. Sonuç olarak, II. Popülasyon yıldızları aslında inanılandan çok daha parlaktı ve düzeltildiğinde bu, küresel kümelere, yakındaki galaksilere ve yıldızların çapına olan mesafeleri ikiye katlama etkisine sahipti. Samanyolu.

Standart siren

Yerçekimi dalgaları -den kaynaklanan inspiral aşama kompakt ikili sistemlerin, örneğin nötron yıldızları veya Kara delikler, yerçekimsel radyasyon olarak yayılan enerjinin yalnızca yörünge enerjisi Çifti ve bunun sonucunda yörüngelerinin küçülmesi, yayılan yerçekimi dalgalarının frekansındaki bir artış olarak doğrudan gözlemlenebilir. İçin lider sipariş, değişim oranı frekans ${ displaystyle f}$ tarafından verilir^[15][16]:38

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

nerede ${ displaystyle G}$ ... yerçekimi sabiti, ${ displaystyle c}$ ... ışık hızı, ve ${ displaystyle { mathcal {M}}}$ tek (bu nedenle hesaplanabilir)^[a]) numara cıvıltı kütlesi sistemin, kitlelerin bir kombinasyonu ${ displaystyle (m_ {1}, m_ {2})}$ iki nesnenin^[18]

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

Dalga formunu gözlemleyerek cıvıltı kütlesi hesaplanabilir ve dolayısıyla güç yerçekimi dalgalarının (enerji yayma oranı). Böylece, böyle bir yerçekimi dalgası kaynağı bir standart siren bilinen ses yüksekliği.^[19][16]

Yayılan ve alınan genlikler göz önüne alındığında, standart mumlarda olduğu gibi, ters kare yasası kaynağa olan mesafeyi belirler. Bununla birlikte, standart mumlarla bazı farklılıklar vardır. Yerçekimi dalgaları izotropik olarak yayılmaz, ancak dalganın polarizasyonunun ölçülmesi, emisyon açısını belirlemek için yeterli bilgi sağlar. Yerçekimi dalgası dedektörleri ayrıca anizotropik anten modellerine sahiptir, bu nedenle, algılamanın açısını belirlemek için kaynağın gökyüzündeki dedektörlere göre konumu gereklidir. Genel olarak, farklı konumlarda üç detektörden oluşan bir ağ tarafından bir dalga algılanırsa, ağ bu düzeltmeleri yapmak ve mesafeyi elde etmek için yeterli bilgiyi ölçecektir. Ayrıca standart mumlardan farklı olarak, yerçekimi dalgalarının diğer mesafe ölçülerine göre kalibrasyona ihtiyacı yoktur. Mesafenin ölçülmesi elbette yerçekimi dalgası detektörlerinin kalibrasyonunu gerektirir, ancak bu durumda mesafe, temelde kullanılan lazer ışığının dalga boyunun bir katı olarak verilir. yerçekimi dalgası interferometresi.

Dedektör kalibrasyonunun yanı sıra bu mesafenin doğruluğunu sınırlayan başka hususlar da vardır. Neyse ki, yerçekimi dalgaları maruz kalmaz yok olma araya giren bir emici ortam nedeniyle. Ama onlar vardır tabi yerçekimsel mercekleme ışıkla aynı şekilde. Bir sinyal ise şiddetle merceklenmiş, daha sonra zaman içinde ayrılmış birden çok olay olarak alınabilir (örneğin, bir kuasarın birden çok görüntüsünün analogu). Daha az kolay ayırt etmek ve kontrol etmek, zayıf merceklenme, sinyalin uzaydaki yolunun birçok küçük büyütme ve büyütme olayından etkilendiği yer. Bu, kozmolojik kaynaklı sinyaller için önemli olacaktır. kırmızıya kaymalar 1'den büyük Son olarak, eğer ikili sistem neredeyse tam tersi gözlenirse, detektör ağlarının bir sinyalin polarizasyonunu doğru bir şekilde ölçmesi zordur;^[20] bu tür sinyaller, mesafe ölçümünde önemli ölçüde daha büyük hatalara maruz kalır. Ne yazık ki, ikili sistemler en güçlü şekilde yörünge düzlemine dik olarak yayılırlar, bu nedenle yüzyüze sinyaller doğası gereği daha güçlüdür ve en yaygın olarak gözlemlenir.

İkili bir çift nötron yıldızından oluşuyorsa, birleşmelerine bir Kilonova /Hypernova pozisyonun elektromanyetik teleskoplarla doğru bir şekilde tanımlanmasına izin verebilecek patlama. Bu gibi durumlarda, ev sahibi galaksinin kırmızıya kayması, Hubble sabiti ${ displaystyle H_ {0}}$.^[18] Durum böyleydi GW170817, bu tür ilk ölçümü yapmak için kullanıldı.^[21] Bir sinyaller topluluğu için hiçbir elektromanyetik karşılık tanımlanamasa bile, değerin sonucunu çıkarmak için istatistiksel bir yöntem kullanmak mümkündür. ${ displaystyle H_ {0}}$.^[18]

Standart cetvel

Diğer bir fiziksel mesafe göstergesi sınıfı, standart cetvel. 2008'de galaksi çapları, kozmolojik parametre belirleme için olası bir standart yönetici olarak önerildi.^[22] Daha yakın zamanlarda fiziksel ölçek baryon akustik salınımları (BAO) erken evrende kullanılmıştır. Erken evrende (önce rekombinasyon ) baryonlar ve fotonlar birbirlerinden dağılır ve ses dalgalarını destekleyebilen sıkıca bağlı bir sıvı oluşturur. Dalgalar, ilkel yoğunluk düzensizliklerinden kaynaklanır ve baryon yoğunluğu ve diğer kozmolojik parametrelerden tahmin edilebilen hızda ilerler. Bu ses dalgalarının rekombinasyondan önce kat edebileceği toplam mesafe, sabit bir ölçek belirler ve bu, rekombinasyondan sonra evrenle birlikte basitçe genişler. Bu nedenle BAO, galaksi araştırmalarında baryonların galaksilerin kümelenmesi üzerindeki etkisinden ölçülebilen standart bir cetvel sağlar. Yöntem, bu ölçeği görünür kılmak için kapsamlı bir galaksi araştırması gerektirir, ancak yüzde düzeyinde hassasiyetle ölçülmüştür (bkz. baryon akustik salınımları ). Ölçek, baryon ve madde yoğunlukları gibi kozmolojik parametrelere ve nötrinoların sayısına bağlıdır, bu nedenle BAO'ya dayalı mesafeler, yerel ölçümlere dayalı olanlardan daha çok kozmolojik modele bağlıdır.

Işık yankıları standart cetvel olarak da kullanılabilir,^[23][24] kaynak geometrisini doğru şekilde ölçmek zor olsa da.^[25][26]

Galaktik mesafe göstergeleri

Birkaç istisna dışında, doğrudan ölçümlere dayalı mesafeler yalnızca yaklaşık bin parsek için mevcuttur ve bu, galaksimizin mütevazı bir bölümüdür. Bunun ötesindeki mesafeler için, ölçüler fiziksel varsayımlara, yani kişinin söz konusu nesneyi tanıdığına dair iddiaya bağlıdır ve nesnelerin sınıfı, üyelerinin mesafenin anlamlı tahmini için kullanılabileceği kadar homojendir.

Giderek daha büyük mesafe ölçeklerinde kullanılan fiziksel mesafe göstergeleri şunları içerir:

• Dinamik paralaks yörünge parametrelerini kullanır görsel ikili dosyalar sistemin kütlesini ölçmek ve dolayısıyla kütle-parlaklık ilişkisi parlaklığı belirlemek için
  • Tutulma ikili dosyaları - Son on yılda, örtülü ikili dosyaların temel parametrelerinin ölçülmesi 8 metre sınıfı teleskoplarla mümkün hale geldi. Bu, onları mesafe göstergesi olarak kullanmayı mümkün kılar. Son zamanlarda, doğrudan mesafe tahminleri vermek için kullanılmıştır. Büyük Macellan Bulutu (LMC), Küçük Macellan Bulutu (SMC), Andromeda Gökadası ve Üçgen Gökadası. Eclipsing ikili dosyaları, galaksilere olan mesafeyi, mevcut teknolojiyle yaklaşık 3 Mpc (3 milyon parsek) mesafeye kadar mümkün olan yeni, geliştirilmiş bir% 5 doğruluk seviyesine ölçmek için doğrudan bir yöntem sunar.^[27]
• RR Lyrae değişkenleri - içindeki mesafeleri ölçmek için kullanılır gökada ve yakınlarda küresel kümeler.
• Aşağıdaki dört göstergenin tümü eski yıldız popülasyonlarındaki yıldızları kullanır (Nüfus II ):^[28]
  • Kırmızı dev dalın ucu (TRGB) mesafe göstergesi.
  • Gezegenimsi bulutsu parlaklık işlevi (PNLF)
  • Küresel küme parlaklık işlevi (GCLF)
  • Yüzey parlaklığı dalgalanması (SBF)
• Galaktik astronomide, X-ışını patlamaları (termonükleer flaşlar bir nötron yıldızı ) standart mum olarak kullanılmaktadır. X-ışını patlaması gözlemleri bazen, yarıçap genişlemesini gösteren X-ışını spektrumlarını gösterir. Bu nedenle, patlamanın zirvesindeki X-ışını akısı şuna karşılık gelmelidir: Eddington parlaklığı nötron yıldızının kütlesi bilindikten sonra hesaplanabilir (1,5 güneş kütlesi yaygın olarak kullanılan bir varsayımdır). Bu yöntem, bazı düşük kütlelerin mesafesinin belirlenmesine izin verir. X-ışını ikili dosyaları. Düşük kütleli X-ışını ikili sistemleri optik olarak çok zayıftır ve mesafelerinin belirlenmesini oldukça zorlaştırır.
• Yıldızlararası ustalar maser emisyonu olan galaktik ve bazı ekstragalaktik nesnelere uzaklık türetmek için kullanılabilir.
• Sefeidler ve Novae
• Tully-Fisher ilişkisi
• Faber-Jackson ilişkisi
• Tip Ia süpernova şekillerinin bir fonksiyonu olarak çok iyi belirlenmiş maksimum mutlak büyüklüğe sahip olanlar ışık eğrisi ve birkaç yüz Mpc'ye kadar olan ekstragalaktik mesafelerin belirlenmesinde faydalıdır.^[29] Dikkate değer bir istisna: SN 2003fg, "Champagne Supernova", alışılmadık doğaya sahip bir Tip Ia süpernovası.
• Kırmızıya kaymalar ve Hubble kanunu

Ana sıra uydurma

Bir yıldız grubu için mutlak büyüklük, spektral sınıflandırma yıldızın içinde Hertzsprung-Russell diyagramı yıldızın kütlesi, yaşı ve bileşimi ile ilgili evrimsel modeller bulunmuştur. Özellikle, hidrojen yanma periyotları sırasında yıldızlar, şema adı verilen bir eğri boyunca uzanırlar. ana sıra. Bu özellikleri bir yıldızın spektrumundan ölçerek, ana dizilim yıldızının H – R diyagramındaki konumu belirlenebilir ve böylece yıldızın mutlak büyüklüğü tahmin edilebilir. Bu değerin görünen büyüklükle karşılaştırılması, yıldızlararası için düzeltme yapıldıktan sonra yaklaşık mesafenin belirlenmesini sağlar. yok olma gaz ve toz nedeniyle parlaklık.

Yerçekimine bağlı bir Yıldız kümesi benzeri Hyades yaklaşık olarak aynı yaşta oluşan ve aynı mesafede bulunan yıldızlar. Bu, hem yaş hem de mesafe belirleme sağlayan, nispeten doğru ana sekans bağlantısına izin verir.

Ekstragalaktik mesafe ölçeği

Ekstragalaktik mesafe ölçeği, günümüzde astronomlar tarafından kozmolojik cisimlerin kendi galaksimizin ötesindeki mesafesini belirlemek için kullanılan ve geleneksel yöntemlerle kolayca elde edilemeyen bir dizi tekniktir. Bazı prosedürler, bu nesnelerin özelliklerini kullanır, örneğin yıldızlar, küresel kümeler, Bulutsular ve bir bütün olarak galaksiler. Diğer yöntemler daha çok tüm gibi şeylerin istatistiklerine ve olasılıklarına dayanır. galaksi kümeleri.

Wilson-Bappu etkisi

1956'da tarafından keşfedildi Olin Wilson ve M.K. Vainu Bappu, Wilson-Bappu etkisi olarak bilinen etkiyi kullanır spektroskopik paralaks. Birçok yıldızın özellikleri vardır. tayf, benzeri kalsiyum K-hattı, onların mutlak büyüklük. Yıldıza olan uzaklık daha sonra yıldızdan hesaplanabilir. görünen büyüklük kullanmak mesafe modülü.

Yıldız mesafelerini bulmak için bu yöntemin büyük sınırlamaları vardır. Spektral çizgi kuvvetlerinin kalibrasyonu sınırlı doğruluğa sahiptir ve aşağıdakiler için bir düzeltme gerektirir: yıldızlararası yok oluş. Teoride bu yöntem, 7 megaparsek (Mpc) 'ye kadar yıldızlara güvenilir mesafe hesaplamaları sağlama yeteneğine sahip olsa da, genellikle yalnızca yüzlerce kiloparsek (kpc) yıldızlarda kullanılır.

Klasik Sefeidler

Erişiminin ötesinde Wilson-Bappu etkisi bir sonraki yöntem, dönem-parlaklık ilişkisi klasik Sefeid değişkeni yıldızlar. Galaktik ve galaksi dışı klasik Sefeidlere olan mesafeyi hesaplamak için aşağıdaki ilişki kullanılabilir:

${ displaystyle 5 log _ {10} {d} = V + (3,34) log _ {10} {P} - (2,45) (V-I) +7,52 ,.}$^[31]

${ displaystyle 5 log _ {10} {d} = V + (3,37) log _ {10} {P} - (2,55) (V-I) +7,48 ,.}$^[32]

Çeşitli problemler, Cepheidlerin standart mumlar olarak kullanılmasını zorlaştırır ve aktif olarak tartışılmaktadır, bunların başında şunlar vardır: çeşitli geçiş bantlarındaki periyot-parlaklık ilişkisinin doğası ve doğrusallığı ve metalikliğin bu ilişkilerin hem sıfır noktası hem de eğimi üzerindeki etkisi, ve fotometrik kontaminasyonun (harmanlama) ve değişen (tipik olarak bilinmeyen) yok olma yasasının Sefeid mesafeleri üzerindeki etkileri.^{[33][34][35][36][37][38][39][40][41]}

Bu çözülmemiş konular, Hubble sabiti 60 km / s / Mpc ile 80 km / s / Mpc arasında değişmektedir. Bu tutarsızlığı çözmek astronomideki en önemli sorunlardan biridir, çünkü Evrenin bazı kozmolojik parametreleri Hubble sabitinin kesin bir değerini sağlayarak önemli ölçüde daha iyi sınırlandırılabilir.^[42][43]

Sefeid değişken yıldızlar Edwin Hubble'ın 1923'teki sonucundaki anahtar enstrümandı: M31 (Andromeda), içerisindeki daha küçük bir bulutsunun aksine, bir dış galaksiydi. Samanyolu. M31 ile 285 Kpc arasındaki mesafeyi hesaplamayı başardı, bugünün değeri 770 Kpc.

Şimdiye kadar tespit edildiği üzere Aslan takımyıldızında bulunan sarmal gökada NGC 3370, 29 Mpc uzaklıkta bulunan en uzak Sefeidleri içeriyor. Sefeid değişken yıldızlar, hiçbir şekilde mükemmel mesafe işaretleri değildirler: yakın galaksilerde, en uzakları için yaklaşık% 7'lik bir hata ve% 15'e kadar bir hata vardır.

Süpernova

SN 1994D (sol altta parlak nokta) NGC 4526 gökada. Resim NASA, ESA, Hubble Anahtar Proje Ekibi ve High-Z Süpernova Arama Ekibi

Bunun için birkaç farklı yöntem vardır süpernova extragalaktik mesafeleri ölçmek için kullanılabilir.

Bir süpernovanın fotoğraf küresini ölçmek

Bir süpernovanın küresel olarak simetrik bir şekilde genişlediğini varsayabiliriz. Süpernova, açısal kapsamını ölçebilecek kadar yakınsa, θ(t), onun fotoğraf küresi denklemi kullanabiliriz

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

nerede ω açısal hızdır, θ açısal boyuttur. Doğru bir ölçüm elde etmek için zamanla ayrılmış iki gözlem yapmak gerekir Δt. Daha sonra kullanabiliriz

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

d süpernovaya olan uzaklıktır, V_ej süpernovanın ejektanın radyal hızıdır (şu varsayılabilir: V_ej eşittir V_θ küresel olarak simetrik ise).

Bu yöntem ancak süpernova, fotosferin doğru bir şekilde ölçülebilmesi için yeterince yakınsa işe yarar. Benzer şekilde, genişleyen gaz kabuğu aslında tam olarak küresel ya da mükemmel bir kara cisim değildir. Ayrıca yıldızlararası yok oluş, fotosferin doğru ölçümlerini engelleyebilir. Bu sorun, çekirdek çöküşü süpernovasıyla daha da kötüleşir. Tüm bu faktörler,% 25'e varan mesafe hatasına katkıda bulunur.

Tip Ia ışık eğrileri

Tip Ia süpernova galaksi dışı mesafeleri belirlemenin en iyi yollarından bazılarıdır. Ia, ikili bir beyaz cüce yıldız, yoldaşı yıldızdan madde toplamaya başladığında ortaya çıkar. Beyaz cüce madde kazandıkça, sonunda kendi Chandrasekhar sınırı nın-nin ${ displaystyle 1,4 milyon _ { odot}}$.

Yıldız bir kez ulaştığında kararsız hale gelir ve kaçak bir nükleer füzyon reaksiyonuna girer. Tüm Tip Ia süpernovaları yaklaşık olarak aynı kütlede patladıkları için, mutlak büyüklükleri aynıdır. Bu, onları standart mumlar olarak çok kullanışlı hale getirir. Tüm Tip Ia süpernovalarının standart mavi ve görsel büyüklüğü

${ displaystyle M_ {B} yaklaşık M_ {V} yaklaşık -19,3 pm 0,3 ,.}$

Bu nedenle, bir Tip Ia süpernovayı gözlemlerken, tepe büyüklüğünün ne olduğunu belirlemek mümkünse, mesafesi hesaplanabilir. Süpernovayı doğrudan en yüksek büyüklüğünde yakalamak gerekli değildir; kullanmak çok renkli ışık eğrisi şekli yöntem (MLCS), ışık eğrisinin şekli (ilk patlamadan sonra herhangi bir makul zamanda alınır), maksimum parlaklıkta mutlak büyüklüğü belirleyecek parametreli eğriler ailesiyle karşılaştırılır. Bu yöntem aynı zamanda toz ve gazdan yıldızlararası yok oluş / karartmayı da devreye alır.

Benzer şekilde, streç yöntemi belirli süpernova büyüklüğü ışık eğrilerini şablon ışık eğrisine uyar. Bu şablon, farklı dalga boylarında (MLCS) birkaç ışık eğrisi olmanın aksine, sadece zaman içinde uzatılmış (veya sıkıştırılmış) tek bir ışık eğrisidir. Bunu kullanarak Gerilme Faktörütepe büyüklüğü belirlenebilir.^{[kaynak belirtilmeli ]}

Tip Ia süpernovalarının kullanılması en doğru yöntemlerden biridir, özellikle süpernova patlamaları, Cepheid Değişkenlerinden çok daha uzakta (500 kat daha uzakta), çok uzak mesafelerden görülebildiğinden (parlaklıkları, bulundukları galaksinin parlaklığına rakiptir). Bu yöntemin rafine edilmesi için çok zaman ayrılmıştır. Mevcut belirsizlik, sadece 0.1 büyüklükteki bir belirsizliğe karşılık gelen sadece% 5'e yaklaşmaktadır.

Mesafe tespitlerinde Novae

Novae galaksi dışı mesafeleri türetmek için süpernovalarla hemen hemen aynı şekilde kullanılabilir. Bir nova'nın maksimum büyüklüğü ile görünür ışığının iki kat azalması için geçen zaman arasında doğrudan bir ilişki vardır. Bu ilişki şöyle gösterilir:

${ displaystyle M_ {V} ^ { max} = - 9,96-2,31 log _ {10} { nokta {x}} ,.}$

Nerede ${ displaystyle { dot {x}}}$ nova'nın mag'unun zaman türevidir ve ilk 2 büyüklükteki ortalama düşüş oranını açıklar.

Novae solduktan sonra, en parlak Sefeid değişken yıldızları kadar parlaktırlar, bu nedenle her iki teknik de yaklaşık aynı maksimum mesafeye sahiptir: ~ 20 Mpc. Bu yöntemdeki hata, yaklaşık ± 0.4 büyüklüğünde bir belirsizlik üretir.

Küresel küme parlaklık işlevi

Uzak galaksilerden küresel yıldız kümelerinin (galaktik halelerde bulunan) parlaklıklarını, uzak galaksilerinkiyle karşılaştırma yöntemine dayanmaktadır. Başak Kümesi, küresel küme parlaklık işlevi yaklaşık% 20'lik (veya 0,4 büyüklük) bir mesafe belirsizliği taşır.

ABD'li gökbilimci William Alvin Baum, uzaktaki eliptik gökadaları ölçmek için ilk olarak küresel kümeleri kullanmaya çalıştı. Başak A galaksisindeki en parlak küresel kümeleri Andromeda'dakilerle karşılaştırdı, kümelerin parlaklığının her ikisinde de aynı olduğunu varsaydı. Andromeda'ya olan mesafeyi bilen Baum, doğrudan bir korelasyon varsaydı ve Başak A'nın mesafesini tahmin etti.

Baum sadece tek bir küresel küme kullandı, ancak bireysel oluşumlar genellikle zayıf standart mumlardır. Kanadalı gökbilimci René Racine küresel küme parlaklık fonksiyonunun (GCLF) kullanımının daha iyi bir yaklaşıma yol açacağı varsayıldı. Büyüklüğün bir fonksiyonu olarak küresel kümelerin sayısı şu şekilde verilir:

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

nerede m₀ ciro büyüklüğü, M₀ Başak Kümesinin büyüklüğü ve sigma ~ 1.4 mag.

Küresel kümelerin hepsinin kabaca aynı parlaklıklara sahip olduğunun varsayıldığını hatırlamak önemlidir. Evren. Tüm galaksiler için geçerli olan evrensel bir küresel küme parlaklığı işlevi yoktur.

Gezegenimsi bulutsu parlaklık işlevi

GCLF yöntemi gibi, benzer bir sayısal analiz aşağıdakiler için kullanılabilir: gezegenimsi bulutsular uzak galaksiler içinde (birden fazla kullanıldığına dikkat edin!). gezegenimsi bulutsu parlaklığı işlevi (PNLF) ilk olarak 1970'lerin sonunda Holland Cole ve David Jenner tarafından önerildi. Tüm gezegenimsi bulutsuların hepsinin benzer maksimum iç parlaklığa sahip olabileceğini öne sürdüler, şimdi M = −4,53 olarak hesaplandı. Bu nedenle, bu onları galaksi dışı mesafeleri belirlemek için potansiyel standart mumlar yapar.

Gökbilimci George Howard Jacoby ve meslektaşları daha sonra PNLF işlevinin eşit olduğunu öne sürdü:

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

N (M), mutlak büyüklük M'ye sahip olan gezegenimsi bulutsunun sayısıdır. M *, en parlak büyüklüğe sahip bulutsuya eşittir.

Yüzey parlaklığı dalgalanma yöntemi

Galaksi kümesi

Aşağıdaki yöntem, galaksilerin genel içsel özellikleriyle ilgilidir. Bu yöntemler, değişen hata yüzdelerine sahip olsalar da, genellikle daha yerel olarak uygulanmasına rağmen, 100 Mpc'nin ötesinde mesafe tahminleri yapma kabiliyetine sahiptir.

yüzey parlaklığı dalgalanması (SBF) yöntemi kullanımından yararlanır CCD teleskoplardaki kameralar. Bir galaksinin yüzey parlaklığındaki uzaysal dalgalanmalar nedeniyle, bu kameralardaki bazı pikseller diğerlerinden daha fazla yıldız alacaktır. Ancak, mesafe arttıkça resim giderek daha düzgün hale gelecektir. Bunun analizi, bir galaksinin uzaklığıyla doğrudan ilişkili olan pikselden piksele değişiminin büyüklüğünü açıklar.

Sigma-D ilişkisi

Sigma-D ilişkisi (veya Σ-D ilişkisi), kullanılan eliptik galaksiler, galaksinin açısal çapını (D), galaksinin hız dağılımı. Bu yöntemi anlamak için D'nin tam olarak neyi temsil ettiğini açıklamak önemlidir. Daha doğrusu, galaksinin açısal çapı, yüzey parlaklığı 20.75 B-mag arcsec seviyesi⁻². Bu yüzey parlaklığı, galaksinin bizden olan gerçek mesafesinden bağımsızdır. Bunun yerine D, galaksinin uzaklığıyla ters orantılıdır ve d olarak temsil edilir. Bu nedenle, bu ilişki standart mum kullanmaz. Bunun yerine D, bir standart cetvel. D ve Σ arasındaki bu ilişki

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

C, galaksi kümelerine olan mesafeye bağlı bir sabittir.^{[kaynak belirtilmeli ]}

Bu yöntem, galaktik mesafe hesaplayıcılarının en güçlü yöntemlerinden biri olma potansiyeline sahiptir ve belki de Tully-Fisher yönteminin aralığını bile aşmaktadır. Ancak bugün itibariyle, eliptik galaksiler, Cepheids gibi tekniklerin kullanımıyla bu yöntem için bir kalibrasyon sağlayacak kadar parlak değiller. Bunun yerine, kalibrasyon daha kaba yöntemler kullanılarak yapılır.

Örtüşme ve ölçekleme

Diğer galaksilere olan mesafeleri belirlemek için mesafe merdiveni olan bir dizi mesafe göstergesine ihtiyaç vardır. Bunun nedeni, bu mesafelerde tanınabilecek ve ölçülebilecek kadar parlak nesnelerin o kadar nadir olmasıdır ki, yakınlarda çok az veya hiç yoktur, bu nedenle göstergeyi kalibre etmek için güvenilir trigonometrik paralaks ile yeterince yakın çok az örnek vardır. Örneğin, yakındaki en iyi göstergelerden biri olan Cepheid değişkenleri sarmal galaksiler, cannot yet be satisfactorily calibrated by parallax alone, though the Gaia space mission can now weigh in on that specific problem. The situation is further complicated by the fact that different stellar populations generally do not have all types of stars in them. Cepheids in particular are massive stars, with short lifetimes, so they will only be found in places where stars have very recently been formed. Consequently, because eliptik galaksiler usually have long ceased to have large-scale star formation, they will not have Cepheids. Instead, distance indicators whose origins are in an older stellar population (like novae and RR Lyrae variables) must be used. However, RR Lyrae variables are less luminous than Cepheids, and novae are unpredictable and an intensive monitoring program—and luck during that program—is needed to gather enough novae in the target galaxy for a good distance estimate.

Because the more distant steps of the cosmic distance ladder depend upon the nearer ones, the more distant steps include the effects of hatalar in the nearer steps, both systematic and statistical ones. The result of these propagating errors means that distances in astronomy are rarely known to the same level of precision as measurements in the other sciences, and that the precision necessarily is poorer for more distant types of object.

Another concern, especially for the very brightest standard candles, is their "standardness": how homogeneous the objects are in their true absolute magnitude. For some of these different standard candles, the homogeneity is based on theories about the oluşum ve evrim of stars and galaxies, and is thus also subject to uncertainties in those aspects. For the most luminous of distance indicators, the Type Ia supernovae, this homogeneity is known to be poor^{[44][açıklama gerekli ]}; however, no other class of object is bright enough to be detected at such large distances, so the class is useful simply because there is no real alternative.

The observational result of Hubble's Law, the orantılı relationship between distance and the speed with which a galaxy is moving away from us (usually referred to as kırmızıya kayma ) is a product of the cosmic distance ladder. Edwin Hubble observed that fainter galaxies are more redshifted. Finding the value of the Hubble constant was the result of decades of work by many astronomers, both in amassing the measurements of galaxy redshifts and in calibrating the steps of the distance ladder. Hubble's Law is the primary means we have for estimating the distances of kuasarlar and distant galaxies in which individual distance indicators cannot be seen.

Ayrıca bakınız

• Distance measures (cosmology)
• Orders of magnitude (length)#Astronomical
• Standard ruler

Dipnotlar

Referanslar

Kaynakça

• Carroll, Bradley W .; Ostlie, Dale A. (2014). Modern Astrofiziğe Giriş. Harlow, United Kingdom: Pearson Education Limited. ISBN  978-1-292-02293-2.
• Measuring the Universe The Cosmological Distance Ladder, Stephen Webb, copyright 2001.
• Pasachoff, J.M.; Filippenko, A. (2013). The Cosmos: Astronomy in the New Millennium (4. baskı). Cambridge: Cambridge University Press. ISBN  978-1-107-68756-1.
• Astrofizik Dergisi, The Globular Cluster Luminosity Function as a Distance Indicator: Dynamical Effects, Ostriker and Gnedin, May 5, 1997.
• An Introduction to Distance Measurement in Astronomy, Richard de Grijs, Chichester: John Wiley & Sons, 2011, ISBN  978-0-470-51180-0.

Dış bağlantılar

• The ABC's of distances (UCLA)
• The Extragalactic Distance Scale by Bill Keel
• The Hubble Space Telescope Key Project on the Extragalactic Distance Scale
• The Hubble Constant, a historical discussion
• NASA Cosmic Distance Scale
• PNLF information database
• Astrofizik Dergisi