Měřítko vzdálenosti v astronomii

Měřítko vzdálenosti v astronomii  je komplexní název pro problémy spojené s měřením vzdáleností v astronomii . Přesné měření polohy hvězd je součástí astrometrie .

Mnoho astronomických objektů používaných ke konstrukci měřítka vzdálenosti patří do té či oné třídy se známou svítivostí . Takové předměty se nazývají standardní svíčky . Změřením jejich zdánlivé jasnosti a znalostí svítivosti lze vypočítat jejich vzdálenost na základě zákona o inverzní kvadrátě .

Historie

Konstrukce galaktické stupnice

Podle trigonometrické paralaxy

Paralaxa je úhel kvůli projekci zdroje na nebeskou sféru . Existují dva typy paralaxy: roční a skupinová [1] .

Roční paralaxa  je úhel, pod kterým by byl viditelný průměrný poloměr oběžné dráhy Země ze středu hmoty hvězdy. Vlivem pohybu Země na oběžné dráze se zdánlivá poloha jakékoli hvězdy na nebeské sféře neustále posouvá - hvězda popisuje elipsu, jejíž hlavní poloosa se rovná roční paralaxe. Podle známé paralaxy ze zákonů euklidovské geometrie lze vzdálenost od středu oběžné dráhy Země ke hvězdě nalézt jako [1] :

,

kde D  je požadovaná vzdálenost, R  je poloměr zemské oběžné dráhy a přibližná rovnost je zapsána pro malý úhel (v radiánech ). Tento vzorec dobře ukazuje hlavní obtížnost této metody: s rostoucí vzdáleností klesá hodnota paralaxy podél hyperboly, a proto je měření vzdáleností ke vzdáleným hvězdám spojeno se značnými technickými obtížemi.

Podstata skupinové paralaxy je následující: pokud má určitá hvězdokupa znatelnou rychlost vzhledem k Zemi, pak se podle zákonů projekce viditelné směry pohybu jejích členů sblíží v jednom bodě, který se nazývá radiant hvězdokupy. shluk. Poloha radiantu je určena z vlastních pohybů hvězd a posunu jejich spektrálních čar v důsledku Dopplerova jevu . Pak vzdálenost ke shluku zjistíme z následujícího vztahu [2] :

kde μ a Vr  jsou úhlové (v obloukových sekundách za rok) a radiální (v km/s) rychlosti hvězdokupy, v tomto pořadí, λ je úhel mezi čarami Slunce-hvězda a hvězda-zářič a D je vyjádřená vzdálenost v parsekech . Pouze Hyády mají patrnou skupinovou paralaxu, ale před vypuštěním družice Hipparcos je to jediný způsob, jak kalibrovat měřítko vzdálenosti pro staré objekty [1] .

Na základě cefeid a hvězd RR Lyrae

Na cefeidách a hvězdách typu RR Lyrae se jednotná škála vzdálenosti rozchází do dvou větví - škála vzdálenosti pro mladé objekty a pro staré [1] . Cefeidy se nacházejí hlavně v oblastech nedávného vzniku hvězd, a proto jsou to mladé objekty. Proměnné typu RR Lyrae tíhnou ke starým systémům, například v kulových hvězdokupách v halo naší Galaxie je jich obzvlášť mnoho .

Oba typy hvězd jsou proměnlivé, ale pokud jsou cefeidy nově vzniklé objekty, pak z hlavní posloupnosti sestoupily hvězdy RR Lyrae  - obři spektrálních typů A-F, kteří se nacházejí především na horizontální větvi diagramu barev a magnitudy pro kulové hvězdokupy. Způsob, jakým se používají jako standardní svíčky, se však liší:

Stanovení vzdáleností touto metodou je spojeno s řadou obtíží:

  1. Je nutné vybrat jednotlivé hvězdy. V rámci Mléčné dráhy to není obtížné, ale čím větší je vzdálenost, tím menší je úhel mezi hvězdami.
  2. Je třeba počítat s pohlcováním světla prachem a nehomogenitou jeho rozložení v prostoru.

Pro cefeidy navíc zůstává vážným problémem přesné určení nulového bodu závislosti „pulsní perioda – svítivost“. V průběhu 20. století se jeho hodnota neustále měnila, což znamená, že se měnil i odhad vzdálenosti získaný podobným způsobem. Svítivost hvězd RR Lyrae, i když je téměř konstantní, stále závisí na koncentraci těžkých prvků.

Od nových hvězd

Podle Wilson-Bappu efektu

Wilson- Buppův jev je pozorovací vztah mezi absolutní velikostí ve filtru V ( MV ) a poloviční šířkou emisních čar K1 a K2 ionizovaného Ca II v jejich atmosféře se středem na 3933,7 Á . Otevřel v roce 1957 Olin C. Wilson a MK Vainu Bappu. Moderní pohled je následující [3] :

,

kde W 0  je šířka čáry vyjádřená v angstromech.

Hlavní nevýhody metody jako indikátoru jsou následující:

Konstrukce extragalaktické stupnice

Podle supernov typu Ia

Obvykle, kromě společných pro všechny fotometrické metody, mezi nevýhody a otevřené problémy této metody patří [4] :

  1. Problém K-korekce. Podstatou tohoto problému je, že se neměří bolometrická intenzita (integrovaná v celém spektru), ale v určitém spektrálním rozsahu přijímače. To znamená, že u zdrojů s různým červeným posuvem se intenzita měří v různých spektrálních rozsazích. Pro vysvětlení tohoto rozdílu je zavedena speciální korekce, nazývaná K-korekce.
  2. Tvar křivky vzdálenosti versus červený posuv měří různé observatoře s různými přístroji, což způsobuje problémy s kalibrací toku atd.
  3. Dříve se mělo za to, že všechny supernovy Ia explodují bílí trpaslíci v blízkém binárním systému, kde druhou složkou byl červený obr . Objevily se však důkazy, že alespoň některé z nich mohou vzniknout při sloučení dvou bílých trpaslíků, což znamená, že tato podtřída již není vhodná pro použití jako standardní svíčka.
  4. Závislost svítivosti supernovy na chemickém složení progenitorové hvězdy.

Právě díky výbuchům supernov v roce 1998 dvě skupiny pozorovatelů objevily zrychlení rozpínání vesmíru [5] . K dnešnímu dni je fakt zrychlení téměř nepochybný, nicméně není možné jednoznačně určit jeho velikost ze samotných supernov: chyby pro velké z jsou stále extrémně velké , takže je třeba zapojit i další pozorování [6] [7 ] .

V roce 2020 skupina korejských výzkumníků prokázala, že s velmi vysokou pravděpodobností svítivost tohoto typu supernovy koreluje s chemickým složením a stářím hvězdných systémů – a proto jejich použití k určení mezigalaktických vzdáleností, včetně určení rychlosti expanze vesmíru - může způsobit chybu [8] .

Gravitačními čočkami

Při průchodu kolem masivního tělesa se paprsek světla odkloní. Masivní těleso je tedy schopno shromažďovat paralelní paprsek světla v určitém ohnisku , vytvářet obraz a může jich být několik. Tento jev se nazývá gravitační čočka . Pokud je čočkovaný objekt proměnný a je pozorováno několik jeho snímků, otevírá se tím možnost měření vzdáleností, protože mezi snímky budou různé časové prodlevy v důsledku šíření paprsků v různých částech gravitačního pole čočky (např. efekt podobný Shapirovu efektu ve sluneční soustavě). [9]

Pokud vezmeme ξ 0 = D l a η 0 = ξ 0 D s / D l (kde D  je úhlová vzdálenost) jako charakteristické měřítko pro souřadnice obrazu ξ a zdroje η (viz obrázek) v odpovídajících rovinách , pak můžeme zapsat časovou prodlevu mezi obrázky číslo i a j následovně [9] :

kde x = ξ / ξ 0 a y = η / η 0  jsou úhlové polohy zdroje a obrazu, c  je rychlost světla, z l  je červený posuv čočky a ψ  je potenciál vychýlení v závislosti na výběr modelu. Předpokládá se, že ve většině případů je skutečný potenciál čočky dobře aproximován modelem, ve kterém je hmota rozložena radiálně symetricky a potenciál se stáčí do nekonečna. Pak je doba zpoždění určena vzorcem:

V praxi je však citlivost metody na formu halo potenciálu galaxie značná. Naměřená hodnota H 0 pro galaxii SBS 1520+530 se tedy v závislosti na modelu pohybuje od 46 do 72 km/(s Mpc) [10] .

Pro červené obry

Nejjasnější červení obři mají stejnou absolutní hvězdnou velikost −3,0 m ±0,2 m [11] , což znamená, že jsou vhodní pro roli standardních svíček. Pozorováním tento efekt poprvé objevil Sandage v roce 1971. Předpokládá se, že tyto hvězdy jsou buď na vrcholu prvovýstupu větve rudého obra nízkohmotných (méně než slunečních) hvězd, nebo leží na asymptotické obří větvi.

Hlavní výhodou metody je, že rudí obři jsou daleko od oblastí vzniku hvězd a vysokých koncentrací prachu, což značně usnadňuje výpočet zániku. Jejich svítivost také extrémně slabě závisí na metalicitě jak samotných hvězd, tak jejich prostředí. Hlavním problémem této metody je výběr červených obrů z pozorování hvězdného složení galaxie. Existují dva způsoby, jak to vyřešit [11] :

kde a  je koeficient blízký 0,3, m  je pozorovaná veličina. Hlavním problémem je v některých případech divergence řad vyplývající z provozu metody maximální věrohodnosti [11] .

Podle Sunyaev-Zel'dovichova efektu

Změna intenzity radiové emise reliktního pozadí v důsledku inverzního Comptonova jevu na horké elektrony mezihvězdného a mezigalaktického plynu se nazývá Sunyaev-Zeldovichův efekt . Efekt je pojmenován po vědcích R. A. Sunyaev a Ya. B. Zeldovich [12] [13] , kteří jej předpověděli v roce 1969 . Pomocí Sunyaev-Zeldovichova efektu lze změřit průměr kupy galaxií , díky čemuž lze kupy galaxií použít jako standardní pravítko při konstrukci stupnice vzdáleností ve vesmíru. V praxi se účinek začal zaznamenávat od roku 1978. V současnosti se data pro sestavování katalogů kup galaxií vztahují k datům z vesmírných ( Planck ) a pozemních (South Pole Telescope, Sunyaev-Zel'dovich Array) získaných na základě Sunyaev-Zel'dovichova efektu.

Podle závislosti Tully-Fisher

viz závislost Tully-Fisher

Pro galaxie s aktivním jádrem

viz Galaxie aktivního jádra

Od masers

viz maser

Podle jasu povrchu

Poznámky

  1. ↑ 1 2 3 4 5 A. S. Rastorguev. Stupnice vzdáleností ve vesmíru . Astronet .
  2. ↑ P. N. Kholopov. Objev pohybujících se hvězdokup // Hvězdokupy. — M .: Nauka, 1981.
  3. ↑ Giancarlo Pace, Luca Pasquini, Sergio Ortolani. Wilson-Bappuův jev: nástroj k určení hvězdných vzdáleností // Astronomy&Astrophysics. — Sv. 401.-P. 997-1007. - doi : 10.1051/0004-6361:20030163 . - arXiv : astro-ph/0301637 .
  4. ↑ Steven Weinberg. Kosmologie . - M. : URSS, 2013. - S.  68 -81. — 608 str. - ISBN 978-5-453-00040-1 .
  5. ↑ Schmidt Brian P., Suntzeff Nicholas B., Phillips. MM et al.. Hledání supernov High-Z: Měření kosmického zpomalení a globálního zakřivení vesmíru pomocí supernov typu IA . — The Astrophysical Journal, 1998.
  6. ↑ Clocchiatti Alejandro, Schmidt Brian P., Filippenko Alexei V. Hubbleův vesmírný dalekohled a pozemní pozorování supernov typu Ia při rudém posuvu 0,5: Kosmologické důsledky . — The Astrophysical Journal, 2006.
  7. ↑ K. Nakamura a kol.,. Kosmologie velkého třesku: Str. osm.
  8. ↑ Yijung Kang, Young-Wook Lee, Young-Lo Kim, Chul Chung, Chang Hee Ree. Hostitelské galaxie raného typu supernov typu Ia. II. Důkaz pro evoluci svítivosti v kosmologii supernov  // The Astrophysical Journal. — 20. 1. 2020. - T. 889 , č.p. 1 . - S. 8 . — ISSN 1538-4357 . doi : 10.3847 /1538-4357/ab5afc .
  9. ↑ 1 2 Oguri Masamune, Taruya Atsushi, Suto Yasushi, Turner Edwin L. Silné statistiky zpoždění gravitační čočky a profil hustoty temných halos . — The Astrophysical Journal, 2002.
  10. ↑ Tammann, G.A.; Sandage, A.; Reindl, B. Expanzní pole: hodnota H 0 . — The Astronomy and Astrophysics Review, 2008.
  11. ↑ 1 2 3 Článek s minirecenzí na téma:
    • Makarov, Dmitrij; Makarova, Lidia; Rizzi, Luca atd. Tip of the Red Giant Branch Distance. I. Optimalizace algoritmu maximální věrohodnosti. - The Astronomical Journal, 2006. - .
    Soukromé přírůstky:
    • Sakai Shoko, Madore Barry F., Freedman Wendy L. Tip of the Red Giant Branch Distances to Galaxies. III. Sextani z trpasličí galaxie. - Astrophysical Journal, 1996. - .
    • Lee Myung Gyoon, Freedman Wendy L., Madore Barry F. Hrot větve rudého obra jako indikátor vzdálenosti pro vyřešené galaxie. - Astrophysical Journal, 1993. - .
  12. ↑ R. A. Sunyaev, Ya. B. Zeldovich: Malé fluktuace reliktního záření. Astrophysics and Space Science, 7 (1970) 3-19, doi:10.1007/BF00653471.
  13. ↑ R. A. Sunyaev, Ya. B. Zeldovich: Mikrovlnné záření na pozadí jako sonda současné struktury a historie vesmíru. Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 18 (1980) 537-560, doi:10.1146/annurev.aa.18.090180.002541.

Literatura

Odkazy

  Přejděte na položku Wikidata  Slovníky a encyklopedie
V bibliografických katalozích