Távolságskála a csillagászatban

A csillagászatban a távolságskála a csillagászatban  a távolságméréssel kapcsolatos problémák összetett elnevezése . A csillagok helyzetének pontos mérése az asztrometria része .

Sok csillagászati ​​objektum , amelyet távolságskála készítésére használnak, egy vagy másik osztályba tartozik ismert fényerővel . Az ilyen tárgyakat standard gyertyáknak nevezzük . Látható fényességük mérésével és fényességük ismeretében a fordított négyzettörvény alapján kiszámítható a távolságuk .

Történelem

A galaktikus skála felépítése

Trigonometrikus parallaxis szerint

A parallaxis az a szög, amely a forrásnak az égi szférára való vetületének köszönhető . Kétféle parallaxis létezik: éves és csoportos [1] .

Az éves parallaxis  az a szög, amelynél a Föld pályájának átlagos sugara látható lenne a csillag tömegközéppontjából. A Föld keringési pályán való mozgása miatt bármely csillag látszólagos helyzete az égi szférán folyamatosan változik - a csillag egy ellipszist ír le, amelynek fő féltengelye megegyezik az éves parallaxissal. Az euklideszi geometria törvényeiből ismert parallaxis szerint a Föld pályájának középpontja és a csillag távolsága a következőképpen határozható meg: [1] :

,

ahol D  a kívánt távolság, R  a Föld pályájának sugara, és a hozzávetőleges egyenlőség egy kis szögre van felírva ( radiánban ). Ez a képlet jól mutatja a módszer fő nehézségét: a távolság növekedésével a parallaxis értéke hiperbola mentén csökken, ezért a távoli csillagok távolságának mérése jelentős technikai nehézségekkel jár.

A csoportparallaxis lényege a következő: ha egy bizonyos csillaghalmaznak a Földhöz képest észrevehető sebessége van, akkor a vetületi törvények szerint tagjainak látható mozgási irányai egy pontban konvergálnak, amelyet a csillaghalmaz sugárzójának nevezünk. fürt. A sugárzás helyzetét a csillagok megfelelő mozgása és a spektrumvonalak Doppler-effektus miatti eltolódása határozza meg . Ekkor a klaszter távolságát a következő összefüggésből kapjuk [2] :

ahol μ és Vr  a halmazcsillag szögsebessége ( évi ívmásodpercben ) és radiális (km/s-ban), λ a Nap-csillag és a csillag-sugárzó vonal közötti szög, D pedig a kifejezett távolság parszekben . _ Csupán a Hyade -oknak van észrevehető csoportparallaxisa, de a Hipparcos műhold felbocsátása előtt ez az egyetlen módja annak, hogy a régi objektumok távolságskáláját kalibrálják [1] .

Cefeidák és RR Lyrae csillagok alapján

A cefeidákon és az RR Lyrae típusú csillagokon az egységes távolságskála két ágra oszlik - a fiatal objektumok és az idős objektumok távolságskálájára [1] . A cefeidák főként a közelmúltbeli csillagkeletkezési régiókban találhatók, ezért fiatal objektumok. Az RR Lyrae típusú változók a régi rendszerek felé gravitálnak, például különösen sok van belőlük galaxisunk glóriájában található gömb alakú csillaghalmazokban .

Mindkét típusú csillag változó, de ha a cefeidák újonnan kialakult objektumok, akkor az RR Lyrae csillagok a fő sorozatból származnak  - az A-F spektrális típusok óriásai, amelyek főként a gömbhalmazok szín-nagyság diagramjának vízszintes ágán helyezkednek el. A szokásos gyertyaként való felhasználás módja azonban eltérő:

A távolságok ezzel a módszerrel történő meghatározása számos nehézséggel jár:

  1. Ki kell választani az egyes csillagokat. A Tejúton belül ez nem nehéz, de minél nagyobb a távolság, annál kisebb szög választja el a csillagokat.
  2. Figyelembe kell venni a fény por általi elnyelését és térbeli eloszlásának inhomogenitását.

Ezenkívül a cefeidák számára továbbra is komoly problémát jelent az "impulzusperiódus - fényesség" függőség nullpontjának pontos meghatározása. A 20. század során értéke folyamatosan változott, ami azt jelenti, hogy a hasonló módon kapott távolságbecslés is változott. Az RR Lyrae csillagok fényereje, bár csaknem állandó, mégis függ a nehéz elemek koncentrációjától.

Új sztárok által

A Wilson-Bappu effektus szerint

A Wilson-Bupp effektus egy megfigyelési kapcsolat a V ( M V ) szűrőben lévő abszolút nagyság és a légkörükben lévő ionizált Ca II K1 és K2 emissziós vonalainak félszélessége között, amelynek középpontja 3933,7 Å . 1957-ben nyitotta meg Olin C. Wilson és MK Vainu Bappu. A modern nézet a következő [3] :

,

ahol W 0  a vonal szélessége angströmben kifejezve.

A módszer, mint indikátor fő hátrányai a következők:

Az extragalaktikus skála felépítése

Az Ia típusú szupernóvák szerint

Általában az összes fotometriás módszerre jellemzően kívül ennek a módszernek a hátrányai és nyitott problémái a következők: [4] :

  1. A K-korrekciós probléma. Ennek a problémának az a lényege, hogy nem a bolometrikus intenzitást (a teljes spektrumra integrálva) mérik, hanem a vevő egy bizonyos spektrális tartományában. Ez azt jelenti, hogy a különböző vöröseltolódású források esetében az intenzitást különböző spektrális tartományokban mérik. Ennek a különbségnek a figyelembe vételére egy speciális korrekciót vezetnek be, az úgynevezett K-korrekciót.
  2. A távolság kontra vöröseltolódás görbe alakját különböző obszervatóriumok mérik különböző műszerekkel, ami problémákat okoz a fluxuskalibrálásnál stb.
  3. Korábban azt hitték, hogy az összes Ia szupernóva fehér törpe felrobbant egy szoros bináris rendszerben, ahol a második komponens egy vörös óriás volt . Azonban bizonyítékok merültek fel arra vonatkozóan, hogy ezek közül legalább néhány két fehér törpe egyesülése során keletkezhet, ami azt jelenti, hogy ez az alosztály már nem alkalmas szabványos gyertyaként való használatra.
  4. A szupernóva fényességének függése az őscsillag kémiai összetételétől.

Az 1998-as szupernóva-robbanásoknak köszönhető, hogy a megfigyelők két csoportja felfedezte az Univerzum tágulásának felgyorsulását [5] . A gyorsulás ténye a mai napig szinte kétségtelen, azonban pusztán a szupernóvák alapján lehetetlen egyértelműen meghatározni a nagyságát: a nagy z hibái még mindig rendkívül nagyok , ezért más megfigyeléseket is be kell vonni [6] [7 ] ] .

2020-ban koreai kutatók egy csoportja kimutatta, hogy nagyon nagy valószínűséggel az ilyen típusú szupernóvák fényessége korrelál a csillagrendszerek kémiai összetételével és korával - és ezért felhasználják őket a galaktikus távolságok meghatározására, beleértve a tágulási sebesség meghatározását is. az Univerzum - hibát adhat [8] .

Gravitációs lencsékkel

Egy hatalmas test közelében elhaladva egy fénysugár eltérül. Így egy masszív test képes egy bizonyos fókuszban párhuzamos fénysugarat összegyűjteni , így képet alkot, és több is lehet. Ezt a jelenséget nevezzük gravitációs lencséknek . Ha a lencsevégre kerülő tárgy változó, és több képet is megfigyelünk róla, akkor ez megnyílik a távolságmérések lehetősége, hiszen a lencse gravitációs mezejének különböző részein a sugarak terjedése miatt eltérő időbeli késések lesznek a képek között. a Shapiro - effektushoz hasonló hatás a Naprendszerben). [9]

Ha ξ 0 = D l és η 0 = ξ 0 D s / D l (ahol D  a szögtávolság) vesszük a ξ kép és a forrás η (lásd az ábrát) koordinátáinak jellemző skáláját a megfelelő síkban. , akkor az i és j számú képek közötti késleltetést a következőképpen írhatjuk fel [9] :

ahol x = ξ / ξ 0 és y = η / η 0  a forrás és a kép szöghelyzete, c  a fénysebesség, z l  a lencse vöröseltolódása, ψ  pedig az elhajlási potenciál attól függően a modellválasztás. Úgy gondolják, hogy a legtöbb esetben a lencse valós potenciálját jól közelíti egy olyan modell, amelyben az anyag radiálisan szimmetrikusan oszlik el , és a potenciál a végtelenbe fordul. Ezután a késleltetési időt a következő képlet határozza meg:

A gyakorlatban azonban jelentős a módszer érzékenysége a galaxis halopotenciáljának formájára. Így a H 0 mért értéke az SBS 1520+530 galaxisra modelltől függően 46-72 km/(s Mpc) [10] .

Vörös óriásoknak

A legfényesebb vörös óriások abszolút csillagmagassága –3,0 m ±0,2 m [11] , ami azt jelenti, hogy alkalmasak a szabványos gyertyák szerepére. Megfigyelések szerint ezt a hatást először Sandage fedezte fel 1971-ben. Feltételezzük, hogy ezek a csillagok vagy a kis tömegű (napnál kisebb) csillagok vörös óriás ágának első felemelkedésének tetején vannak, vagy az aszimptotikus óriáságon fekszenek.

A módszer fő előnye, hogy a vörös óriások messze vannak a csillagkeletkezés és a magas porkoncentráció régióitól, ami nagyban megkönnyíti a kihalás kiszámítását. Fényességük rendkívül gyengén függ mind maguknak a csillagoknak, mind környezetük fémességétől . Ennek a módszernek a fő problémája a vörös óriások kiválasztása a galaxis csillagösszetételének megfigyeléseiből. Kétféleképpen lehet megoldani [11] :

ahol a  0,3-hoz közeli együttható, m  a megfigyelt nagyság. A fő probléma a maximum likelihood módszer működéséből adódó sorozatok egyes esetekben való eltérése [11] .

A Sunyaev-Zel'dovich hatás szerint

A reliktum háttér rádiósugárzásának intenzitásának változását a csillagközi és intergalaktikus gáz forró elektronjain kifejtett inverz Compton-effektus következtében Szunyajev-Zeldovich effektusnak nevezzük . A hatás nevét R. A. Sunyaev és Ya. B. Zeldovich tudósokról kapta [12] [13] , akik 1969-ben jósolták meg . A Sunyaev-Zeldovich effektus segítségével meg lehet mérni egy galaxishalmaz átmérőjét, aminek köszönhetően a galaxishalmazok szabványos vonalzóként használhatók az Univerzum távolságskálájának felépítéséhez. A gyakorlatban a hatást 1978 óta kezdték rögzíteni. Jelenleg a galaxishalmazok katalógusainak összeállításához szükséges adatok a Sunyaev-Zel'dovich-effektus alapján nyert űrbeli ( Planck ) és földi (Déli-sarki távcső, Sunyaev-Zel'dovich Array) obszervatóriumok adataira vonatkoznak.

A Tully-Fisher-függőség szerint

lásd: Tully-Fisher-függőség

Aktív maggal rendelkező galaxisokhoz

lásd: Aktív maggalaxis

masers által

lásd maser

Felületi fényerő szerint

Jegyzetek

  1. ↑ 1 2 3 4 5 A. S. Rastorguev. A távolságok skálája az univerzumban . Asztronet .
  2. ↑ P. N. Kholopov. Mozgó klaszterek felfedezése // Csillaghalmazok. - M .: Nauka, 1981.
  3. ↑ Giancarlo Pace, Luca Pasquini, Sergio Ortolani. A Wilson-Bappu-effektus: eszköz a csillagtávolságok meghatározásához // Csillagászat és asztrofizika. — Vol. 401.-P. 997-1007. - doi : 10.1051/0004-6361:20030163 . - arXiv : astro-ph/0301637 .
  4. ↑ Steven Weinberg. Kozmológia . - M. : URSS, 2013. - S.  68 -81. — 608 p. - ISBN 978-5-453-00040-1 .
  5. ↑ Schmidt Brian P., Suntzeff Nicholas B., Phillips. MM et al. , The High-Z Supernova Search: Az Univerzum kozmikus lassulása és globális görbületének mérése IA típusú szupernóvákkal . – The Astrophysical Journal, 1998.
  6. ↑ Clocchiatti Alejandro, Schmidt Brian P., Filippenko Alekszej V. Hubble Űrteleszkóp és az Ia típusú szupernóvák földi megfigyelései a 0.5-ös vöröseltolódásnál: Kozmológiai vonatkozások . – The Astrophysical Journal, 2006.
  7. ↑ K. Nakamura et al.,. Ősrobbanás kozmológia: old. nyolc.
  8. ↑ Yijung Kang, Young-Wook Lee, Young-Lo Kim, Chul Chung, Chang Hee Ree. Az Ia típusú szupernóvák korai típusú gazdagalaxisai. II. Evidence for Luminosity Evolution in Supernova Cosmology  // The Astrophysical Journal. — 2020-01-20. - T. 889 , sz. 1 . - S. 8 . — ISSN 1538-4357 . doi : 10.3847 /1538-4357/ab5afc .
  9. ↑ 1 2 Oguri Masamune, Taruya Atsushi, Suto Yasushi, Turner Edwin L. Az erős gravitációs lencse késleltetési statisztikái és a sötét halók sűrűségi profilja . – The Astrophysical Journal, 2002.
  10. ↑ Tammann, G.A.; Sandage, A.; Reindl, B. A kiterjesztési mező: H 0 értéke . — The Astronomy and Astrophysics Review, 2008.
  11. ↑ 1 2 3 Cikk mini-kritikával a témában:
    • Makarov, Dmitrij; Makarova, Lidia; Rizzi, Luca stb. A Vörös Óriás ágának tippje Távolságok. I. Maximum Likelihood algoritmus optimalizálása. - The Astronomical Journal, 2006. - .
    Privát kiegészítések:
    • Sakai Shoko, Madore Barry F., Freedman Wendy L. A vörös óriás ág tippje Távolságok a galaxisoktól. III. A törpegalaxis Sextans. - Astrophysical Journal, 1996. - .
    • Lee Myung Gyoon, Freedman Wendy L., Madore Barry F. A vörös óriáság hegye, mint távolságjelző a megoldott galaxisok számára. - Astrophysical Journal, 1993. - .
  12. ↑ R. A. Sunyaev, Ya. B. Zeldovich: Az ereklyesugárzás kisléptékű fluktuációi. Astrophysics and Space Science, 7 (1970) 3-19, doi:10.1007/BF00653471.
  13. ↑ R. A. Sunyaev, Ya. B. Zeldovich: A mikrohullámú háttérsugárzás mint a világegyetem mai szerkezetének és történetének szondája. Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 18 (1980) 537-560, doi:10.1146/annurev.aa.18.090180.002541.

Irodalom

Linkek

  Ugrás a Wikidata elemre  Szótárak és enciklopédiák
Bibliográfiai katalógusokban