Kosmiline kaugusredel

Otsesed meetmed

Astronoomiline üksus

Astronoomiline ühik on Maa keskmine kaugus Päikesest. Seda teame me üsna täpselt. Kepleri seadused ütlevad planeetide vahemaade vahemaade suhtarvud ja radar näitab absoluutset kaugust sisemistest planeetidest ja nende ümber tiirlevatest tehissatelliitidest.

Parallax

Parallaks on trigonomeetria kasutamine Päikesesüsteemi lähedal asuvate objektide kauguste avastamiseks.

Kuna Maa tiirleb ümber Päikese, näib lähedal asuvate tähtede asukoht veidi nihkuvat kaugema tausta suhtes. Need nihked on nurgad täisnurkses kolmnurgas, kus 2 AU moodustab kolmnurga lühikese jala ja kaugus tähest pika jala. Nihke suurus on üsna väike, 1 kaarekesekundiga 1 parsek (3,26 valgusaastat) kaugusel asuva objekti puhul, mille kaugus on 1 parsek (3,26 valgusaastat).

See meetod töötab kuni paarisaja parsekini ulatuvate vahemaade puhul.

Standardküünlad

Teadaoleva heledusega objekte nimetatakse standardküünaldeks. Enamik füüsilisi kaugusnäitajaid on standardküünlad. Need on objektid, mis kuuluvad teatavasse klassi, millel on teadaolev heledus. Võrreldes viimase teadaolevat heledust selle täheldatud heledusega, saab objekti kaugust arvutada pöördruutse seaduse abil.

Astronoomias väljendatakse objekti heledust selle absoluutse suurusena. See suurus saadakse selle heleduse logaritmina 10 parseki kauguselt vaadatuna. Näiline heledus on tähistaeva poolt vaadeldav heledus. Selle abil saab määrata objekti kauguse D kiloparssekides (kiloparssek = 1000 parsekit) järgmiselt:

5 ⋅ log D10 k p c = m - M -10 , {\displaystyle {\begin{smallmatrix}5\cdot \log _{10}{\frac {D}{\mathrm {kpc} }}\ =\ m\ -\ M\ -\ 10,\end{smallmatrix}}}

kus m on näiline suurus ja M absoluutne suurus. Et see oleks täpne, peavad mõlemad suurused olema samas sagedusalas ja radiaalses suunas ei tohi olla suhtelist liikumist.

Samuti on vaja arvestada tähtedevahelist kustumist, mis samuti muudab objektid nõrgemaks ja punasemaks. Absoluutse ja näiva heleduse erinevust nimetatakse kaugusmooduliks ja astronoomilisi kaugusi, eriti galaktikatevahelisi, on mõnikord tabelis esitatud sel viisil.

Probleemid

Iga standardküünla klassi puhul on kaks probleemi. Peamine neist on kalibreerimine, s.t. selle väljaselgitamine, milline on küünla absoluutne suurus.

Teine seisneb klassi liikmete äratundmises. Standardne küünlakalibreerimine ei toimi, kui objekt ei kuulu klassi. Äärmuslikel kaugustel, kus soovitakse kõige enam kasutada kaugusindikaatorit, võib see äratundmisprobleem olla üsna tõsine.

Standardküünalde puhul on oluline küsimus, kui standardsed need on. Näiteks näivad kõik vaatlused näitavat, et teadaoleva kaugusega Ia-tüüpi supernoovad on sama heledusega, kuid on võimalik, et kaugel asuvatel Ia-tüüpi supernoovadel on teistsugused omadused kui lähedal asuvatel Ia-tüüpi supernoovadel.

Galaktilise kauguse näitajad

Mõningate eranditega on otsemõõtmistel põhinevad kaugused kättesaadavad ainult kuni umbes tuhande parsekini, mis on tagasihoidlik osa meie enda galaktikast. Sellest kaugemate vahemaade puhul sõltuvad mõõtmised füüsikalistest eeldustest, s.t. väitest, et kõnealune objekt on äratuntav ja objektide klass on piisavalt homogeenne, et selle liikmeid saaks kasutada kauguse mõttekaks hindamiseks.

Füüsilised kaugusnäitajad, mida kasutatakse järjest suurematel kaugusskaaladel, hõlmavad järgmist:

• Pimenevad kaksikjuhtumid - Viimasel aastakümnel on pimenevate kaksikjuhtumite mõõtmine andnud võimaluse hinnata galaktikate kaugust. Täpsus 5% tasemel kuni umbes 3 miljoni parseki kauguseni.
• RR Lyrae muutlikud tähed - on perioodilised muutlikud tähed, mida tavaliselt leidub gloobulaarsetes tähtede kogumites ja mida kasutatakse sageli galaktiliste kauguste mõõtmisel standardküünaldena. Neid punaseid hiiglasi kasutatakse kauguste mõõtmiseks galaktika sees ja lähedalasuvate gloobulaarsete kogumite puhul.
• Galaktilises astronoomias kasutatakse standardküünaldena röntgenvälgatusi (neutrontähe pinnal toimuvaid termotuumaplahvatusi). Röntgenipursete vaatlused näitavad mõnikord röntgenspektrit, mis viitab raadiuse laienemisele. Seetõttu peaks röntgenvoog plahvatuse tipus vastama Eddingtoni heledusele, mida saab arvutada, kui neutrontähe mass on teada (1,5 päikese massi on tavaliselt kasutatav eeldus).
• Cepheidi muutujad ja novae
• Cepheidid on väga heledate muutlike tähtede klass. Tugev otsene seos Cepheidi muutuja heleduse ja pulsatsiooniperioodi vahel kindlustab Cepheididele nende staatuse kui tähtsate standardküünalde staatuse galaktiliste ja ekstragalaktiliste kaugusskaalade määramisel.
• Novae lubab kasutada standardküünaldena. Näiteks on nende absoluutse heleduse jaotus bimodaalne, kusjuures peamine tipp on heleduse -8,8 juures ja väiksem -7,5 juures. Novae on ka umbes sama absoluutne heledus 15 päeva pärast tippu (-5,5). See meetod on umbes sama täpne kui Cepheidi muutlike tähtede meetod.

• Valged kääbused. Kuna supernoovaks muutuvatel valgetel kääbustähtedel on ühtlane mass, on Ia-tüüpi supernoovade heleduse tipptase ühtlane. Selle väärtuse stabiilsus võimaldab neid plahvatusi kasutada standardküünaldena, et mõõta nende peremeesgalaktikate kaugust, sest supernoovade visuaalne heledus sõltub eelkõige kaugusest.
• Punanihe ja Hubble'i seadus Kasutades Hubble'i seadust, mis seob punanihe ja kauguse, saab hinnata iga konkreetse galaktika kaugust.

Põhijärjekorra paigaldamine

Hertzsprung-Russelli diagrammil on tähtede grupi absoluutne heledus esitatud tähtede spektraalse klassifikatsiooni suhtes. Leitakse evolutsioonimustrid, mis on seotud tähe massi, vanuse ja koostisega. Eelkõige paiknevad tähed oma vesiniku põlemisperioodi jooksul diagrammi kõveral, mida nimetatakse peajooksuks.

Tähe spektri omadusi mõõtes saab leida põhijärjestuse tähe positsiooni H-R diagrammil. Selle põhjal saab hinnata tähe absoluutset suurusjärku. Selle väärtuse võrdlemine nähtava heledusega võimaldab määrata ligikaudse kauguse, kui on korrigeeritud heleduse tähtedevaheline kustumine gaasi ja tolmu tõttu.

Gravitatsiooniliselt seotud tähtede kogumites, nagu näiteks Hyades, on tähed tekkinud umbes sama vanuselt ja asuvad samal kaugusel. See võimaldab suhteliselt täpset peajada sobitamist, mis võimaldab nii vanuse kui ka kauguse määramist.

See ei ole meetodite täielik loetelu, kuid see näitab, kuidas astronoomid kasutavad astronoomiliste objektide kauguse hindamist.

Nova Eridani 2009 (näiline heledus ~8,4) täiskuu ajal.