Afstandsskala i astronomi

Afstandsskalaen i astronomi  er et komplekst navn for de problemer, der er forbundet med at måle afstande i astronomi . Nøjagtig måling af stjerners position er en del af astrometri .

Mange astronomiske objekter, der bruges til at konstruere en afstandsskala, tilhører en eller anden klasse med en kendt lysstyrke . Sådanne genstande kaldes standardlys . Ved at måle deres tilsyneladende lysstyrke og kende lysstyrken, kan man beregne deres afstand baseret på den omvendte kvadratlov .

Historie

Konstruktion af den galaktiske skala

Ved trigonometrisk parallakse

Parallaxe er vinklen på grund af kildens projektion på himmelkuglen . Der er to typer parallakse: årlig og gruppe [1] .

Den årlige parallakse  er den vinkel, hvor den gennemsnitlige radius af Jordens kredsløb ville være synlig fra stjernens massecentrum. På grund af Jordens bevægelse i kredsløb ændres den tilsyneladende position af enhver stjerne på himmelkuglen konstant - stjernen beskriver en ellipse, hvis store halvakse viser sig at være lig med den årlige parallakse. Ifølge den kendte parallakse fra lovene for euklidisk geometri kan afstanden fra midten af ​​Jordens bane til stjernen findes som [1] :

,

hvor D  er den ønskede afstand, R  er radius af jordens bane, og den omtrentlige lighed er skrevet for en lille vinkel (i radianer ). Denne formel demonstrerer godt hovedvanskeligheden ved denne metode: med stigende afstand falder parallakseværdien langs en hyperbel, og derfor er måling af afstande til fjerne stjerner forbundet med betydelige tekniske vanskeligheder.

Essensen af ​​gruppeparallakse er som følger: hvis en bestemt stjernehob har en mærkbar hastighed i forhold til Jorden, vil de synlige bevægelsesretninger for dens medlemmer ifølge projektionslovene konvergere på et punkt, kaldet strålen af klynge. Radiantens position bestemmes ud fra stjernernes egenbevægelser og skift i deres spektrallinjer på grund af Doppler-effekten . Derefter findes afstanden til klyngen ud fra følgende relation [2] :

hvor μ og Vr  er hhv. hobestjernens vinkel- (i buesekunder pr. år) og radiale (i km/s) hastigheder, λ er vinklen mellem Sol-stjernen og stjerne-udstrålingslinjen, og D er afstanden udtrykt i parsecs . Kun Hyaderne har mærkbar gruppeparallakse, men før opsendelsen af ​​Hipparcos-satellitten er dette den eneste måde at kalibrere afstandsskalaen for gamle objekter [1] .

Baseret på Cepheider og RR Lyrae stjerner

På cepheider og stjerner af typen RR Lyrae divergerer den forenede afstandsskala i to grene - afstandsskalaen for unge objekter og for gamle [1] . Cepheider findes hovedsageligt i områder med nyere stjernedannelse og er derfor unge objekter. Variabler af typen RR Lyrae graviterer mod gamle systemer, for eksempel er der især mange af dem i kugleformede stjernehobe i glorien i vores galakse .

Begge typer stjerner er variable, men hvis cepheiderne er nydannede objekter, så er RR Lyrae-stjerner nedstammet fra hovedsekvensen  - giganter af spektraltyperne A-F, der hovedsageligt er placeret på den vandrette gren af ​​farvestørrelsesdiagrammet for kuglehobe. Den måde, de bruges som standardlys, er dog anderledes:

Bestemmelse af afstande ved denne metode er forbundet med en række vanskeligheder:

  1. Det er nødvendigt at vælge individuelle stjerner. Inden for Mælkevejen er dette ikke svært, men jo større afstanden er, jo mindre er vinklen mellem stjernerne.
  2. Det er nødvendigt at tage højde for absorptionen af ​​lys af støv og inhomogeniteten af ​​dets fordeling i rummet.

Derudover er det for cepheider fortsat et alvorligt problem at præcist bestemme nulpunktet for afhængigheden af ​​"pulsperiode - lysstyrke". Gennem det 20. århundrede har dens værdi været konstant ændret, hvilket betyder, at afstandsestimatet opnået på lignende måde også har ændret sig. Lysstyrken af ​​RR Lyrae-stjerner, selvom den er næsten konstant, afhænger stadig af koncentrationen af ​​tunge grundstoffer.

Af nye stjerner

Ifølge Wilson-Bappu-effekten

Wilson-Bupp-effekten er et observationsforhold mellem den absolutte størrelse i V ( MV ) -filteret og halvbredden af ​​K1- og K2 -emissionslinjerne for ioniseret Ca II i deres atmosfære centreret ved 3933,7 Å . Åbnet i 1957 af Olin C. Wilson og MK Vainu Bappu. Den moderne opfattelse er som følger [3] :

,

hvor W 0  er linjebredden udtrykt i ångstrøm.

De vigtigste ulemper ved metoden som en indikator er som følger:

Konstruktion af den ekstragalaktiske skala

Ifølge type Ia supernovaer

Normalt, ud over fælles for alle fotometriske metoder, inkluderer ulemperne og åbne problemer ved denne metode [4] :

  1. K-korrektionsproblemet. Essensen af ​​dette problem er, at det ikke er den bolometriske intensitet (integreret over hele spektret), der måles, men i et bestemt spektralområde af modtageren. Det betyder, at for kilder med forskellige rødforskydninger måles intensiteten i forskellige spektralområder. For at tage højde for denne forskel indføres en særlig korrektion, kaldet K-korrektionen.
  2. Formen på afstanden versus rødforskydningskurven måles af forskellige observatorier med forskellige instrumenter, hvilket giver problemer med fluxkalibreringer mv.
  3. Man plejede at tro, at alle Ia-supernovaer eksploderede hvide dværge i et tæt binært system, hvor den anden komponent var en rød kæmpe . Der er dog fremkommet beviser for, at i det mindste nogle af dem kan opstå under sammensmeltningen af ​​to hvide dværge, hvilket betyder, at denne underklasse ikke længere er egnet til brug som et standardlys.
  4. Supernovaens lysstyrke afhænger af den kemiske sammensætning af stamstjernen.

Det var takket være supernovaeksplosioner i 1998, at to grupper af observatører opdagede accelerationen af ​​universets udvidelse [5] . Til dato er accelerationen næsten uden tvivl, men det er umuligt entydigt at bestemme dens størrelse ud fra supernovaer alene: fejlene for store z er stadig ekstremt store , så andre observationer skal også være involveret [6] [7 ] .

I 2020 viste en gruppe koreanske forskere, at lysstyrken af ​​denne type supernova med meget stor sandsynlighed korrelerer med den kemiske sammensætning og alder af stjernesystemer - og derfor bruger de dem til at bestemme intergalaktiske afstande, herunder bestemmelse af ekspansionshastigheden af universet - kan give en fejl [8] .

Ved gravitationslinser

Passerer nær en massiv krop, afbøjes en lysstråle . Således er et massivt legeme i stand til at samle en parallel lysstråle ved et bestemt fokus og bygge et billede, og der kan være flere af dem. Dette fænomen kaldes gravitationslinser . Hvis det linsede objekt er variabelt, og der observeres flere billeder af det, åbner dette mulighed for at måle afstande, da der vil være forskellige tidsforsinkelser mellem billeder på grund af udbredelsen af ​​stråler i forskellige dele af linsens gravitationsfelt (en effekt svarende til Shapiro-effekten i solsystemet). [9]

Hvis vi tager ξ 0 = D l og η 0 = ξ 0 D s / D l (hvor D  er vinkelafstanden) som en karakteristisk skala for koordinaterne for billedet ξ og kilden η (se figur) i de tilsvarende planer , så kan vi skrive tidsforsinkelsen mellem billeder nummer i og j som følger [9] :

hvor x = ξ / ξ 0 og y = η / η 0  er vinkelpositionerne for henholdsvis kilden og billedet, c  er lysets hastighed, z l  er linsens rødforskydning, og ψ  er afbøjningspotentialet afhængigt af valget af model. Det menes, at objektivets reelle potentiale i de fleste tilfælde er godt tilnærmet af en model, hvor stoffet er fordelt radialt symmetrisk , og potentialet bliver uendeligt. Derefter bestemmes forsinkelsestiden af ​​formlen:

Men i praksis er metodens følsomhed over for galaksehalopotentialets form betydelig. Således varierer den målte værdi af H 0 for galaksen SBS 1520+530, afhængigt af modellen, fra 46 til 72 km/(s Mpc) [10] .

For røde kæmper

De klareste røde kæmper har den samme absolutte stjernestørrelse −3,0 m ±0,2 m [11] , hvilket betyder, at de er egnede til rollen som standardlys. Observationsmæssigt blev denne effekt først opdaget af Sandage i 1971. Det antages, at disse stjerner enten er i toppen af ​​den første stigning af den røde kæmpegren af ​​stjerner med lav masse (mindre end solceller) eller ligger på den asymptotiske kæmpegren.

Den største fordel ved metoden er, at de røde kæmper er langt fra områderne med stjernedannelse og høje koncentrationer af støv, hvilket i høj grad letter beregningen af ​​udryddelse. Deres lysstyrke afhænger også ekstremt svagt af metalliciteten af ​​både stjernerne selv og deres omgivelser. Hovedproblemet med denne metode er udvælgelsen af ​​røde kæmper fra observationer af galaksens stjernesammensætning. Der er to måder at løse det på [11] :

hvor a  er en koefficient tæt på 0,3, m  er den observerede størrelse. Hovedproblemet er divergensen i nogle tilfælde af serien som følge af operationen af ​​maksimumsandsynlighedsmetoden [11] .

Ifølge Sunyaev-Zel'dovich-effekten

Ændringen i intensiteten af ​​radioemissionen fra reliktbaggrunden på grund af den omvendte Compton-effekt på varme elektroner af interstellar og intergalaktisk gas kaldes Sunyaev-Zeldovich-effekten . Effekten er opkaldt efter videnskabsmændene R. A. Sunyaev og Ya. B. Zeldovich [12] [13] , som forudsagde den i 1969 . Ved hjælp af Sunyaev-Zeldovich-effekten kan man måle diameteren af ​​en galaksehob , takket være hvilken galaksehobe kan bruges som en standardlineal, når man konstruerer en afstandsskala i universet. I praksis begyndte effekten at blive registreret siden 1978. I øjeblikket refererer data til kompilering af kataloger over galaksehobe til data fra rummet ( Planck ) og jordbaserede (South Pole Telescope, Sunyaev-Zel'dovich Array) observatorier opnået på basis af Sunyaev-Zel'dovich-effekten.

Ifølge Tully-Fisher afhængighed

se Tully-Fisher afhængighed

For galakser med en aktiv kerne

se Active Nucleus Galaxy

Af masers

se maser

Ved overfladelysstyrke

Noter

  1. ↑ 1 2 3 4 5 A. S. Rastorguev. Skalaen af ​​afstande i universet . Astronet .
  2. ↑ P. N. Kholopov. Opdagelse af klynger i bevægelse // Stjernehobe. — M .: Nauka, 1981.
  3. ↑ Giancarlo Pace, Luca Pasquini, Sergio Ortolani. Wilson-Bappu-effekten: et værktøj til at bestemme stjerneafstande // Astronomi og astrofysik. — Bd. 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 s. - 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. Hubble-rumteleskopet og jordbaserede observationer af Type Ia-supernovaer ved rødforskydning 0.5: Kosmologiske implikationer . - The Astrophysical Journal, 2006.
  7. ↑ K. Nakamura et al.,. Big-Bang kosmologi: s. otte.
  8. ↑ Yijung Kang, Young-Wook Lee, Young-Lo Kim, Chul Chung, Chang Hee Ree. Værtsgalakser af tidlig type af type Ia supernovaer. II. Evidens for lysstyrkeudvikling 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. Stærk tyngdekraftslinsetidsforsinkelsesstatistik og tæthedsprofilen for mørke glorier . - The Astrophysical Journal, 2002.
  10. ↑ Tammann, G.A.; Sandage, A.; Reindl, B. Udvidelsesfeltet: værdien af ​​H 0 . — The Astronomy and Astrophysics Review, 2008.
  11. ↑ 1 2 3 Artikel med en minianmeldelse om emnet:
    • Makarov, Dmitry; Makarova, Lidia; Rizzi, Luca osv. Spidsen af ​​Red Giant Branch Distances. I. Optimering af en Maximum Likelihood-algoritme. - The Astronomical Journal, 2006. - .
    Private tilføjelser:
    • Sakai Shoko, Madore Barry F., Freedman Wendy L. Tip of the Red Giant Branch Afstande til galakser. III. Dværggalaksekstanerne. - Astrophysical Journal, 1996. - .
    • Lee Myung Gyoon, Freedman Wendy L., Madore Barry F. Spidsen af ​​den røde kæmpe gren som en afstandsindikator for opløste galakser. - Astrophysical Journal, 1993. - .
  12. ↑ R. A. Sunyaev, Ya. B. Zeldovich: Småskalaudsving af relikviestråling. Astrophysics and Space Science, 7 (1970) 3-19, doi:10.1007/BF00653471.
  13. ↑ R. A. Sunyaev, Ya. B. Zeldovich: Mikrobølgebaggrundsstråling som en sonde af universets nutidige struktur og historie. Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 18 (1980) 537-560, doi:10.1146/annurev.aa.18.090180.002541.

Litteratur

Links

  Gå til Wikidata-elementet  Ordbøger og encyklopædier
I bibliografiske kataloger