Kosminio atstumo kopėčios

Tiesioginės priemonės

Astronominis vienetas

Astronominis vienetas yra vidutinis (vidutinis) Žemės atstumas nuo Saulės. Jį žinome gana tiksliai. Keplerio dėsniai nusako planetų atstumų santykius, o radaras - absoliutų atstumą iki vidinių planetų ir aplink jas skriejančių dirbtinių palydovų.

Paralaksas

Paralaksas - tai trigonometrijos naudojimas siekiant nustatyti Saulės sistemai artimų objektų atstumus.

Žemei skriejant aplink Saulę, atrodo, kad artimiausių žvaigždžių padėtis šiek tiek pasikeičia tolimesniame fone. Šie poslinkiai yra stačiojo trikampio kampai, kurių trumpąją dalį sudaro 2 AU, o ilgąją - atstumas iki žvaigždės. Pasislinkimo dydis yra gana mažas - 1 lanko sekundė, kai objektas yra 1 parsekos (3,26 šviesmečio) atstumu.

Šis metodas tinka atstumams iki kelių šimtų parsekų.

Standartinės žvakės

Žinomo ryškumo objektai vadinami standartinėmis žvakėmis. Dauguma fizinių atstumo indikatorių yra standartinės žvakės. Tai objektai, priklausantys žinomo ryškumo klasei. Palyginus pastarojo žinomą šviesumą su jo stebimu šviesumu, atstumą iki objekto galima apskaičiuoti taikant atvirkštinio kvadrato dėsnį.

Astronomijoje objekto ryškumas nurodomas absoliučiuoju dydžiu. Šis dydis išvedamas iš jo šviesumo logaritmo, kai jis matomas iš 10 parsekų atstumo. Regimasis dydis - tai dydis, kurį mato stebėtojas. Jį galima naudoti nustatant atstumą D iki objekto kiloparsekų tikslumu (kiloparsekas = 1 000 parsekų) taip:

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

kur m - regimasis dydis, o M - absoliutinis dydis. Kad šis metodas būtų tikslus, abu dydžiai turi būti toje pačioje dažnių juostoje ir negali būti jokio santykinio judėjimo spinduline kryptimi.

Taip pat reikia kokių nors priemonių, kurios leistų atsižvelgti į tarpžvaigždinę ekstinkciją, dėl kurios objektai taip pat atrodo blankesni ir raudonesni. Skirtumas tarp absoliučiųjų ir regimųjų dydžių vadinamas atstumo moduliu, ir astronominiai atstumai, ypač tarpgalaktiniai, kartais skaičiuojami taip.

Problemos

Bet kuriai standartinių žvakių klasei būdingos dvi problemos. Pagrindinė yra kalibravimas, t. y. tikslaus absoliutaus žvakės dydžio nustatymas.

Antroji - tai klasės narių atpažinimas. Standartinis žvakės kalibravimas neveikia, jei objektas nepriklauso klasei. Esant dideliems atstumams, t. y. ten, kur labiausiai norisi naudoti atstumo indikatorių, ši atpažinimo problema gali būti gana rimta.

Svarbi standartinių žvakių problema yra ta, kiek jos yra standartinės. Pavyzdžiui, atrodo, kad visi stebėjimai rodo, jog žinomu atstumu esančių Ia tipo supernovų ryškis yra vienodas, tačiau gali būti, kad tolimos Ia tipo supernovos pasižymi kitokiomis savybėmis nei netoliese esančios Ia tipo supernovos.

Galaktinio atstumo rodikliai

Su nedidelėmis išimtimis, tiesioginiais matavimais pagrįstus atstumus galima nustatyti tik iki maždaug tūkstančio parsekų, t. y. nedidelės mūsų Galaktikos dalies. Jei atstumas didesnis, matavimai priklauso nuo fizikinių prielaidų, t. y. nuo teiginio, kad atpažįstame atitinkamą objektą, o objektų klasė yra pakankamai vienalytė, kad jos narius būtų galima naudoti prasmingam atstumo įvertinimui.

Fiziniai atstumo rodikliai, naudojami vis didesnėse atstumo skalėse, yra šie:

• Užtemstančios dvinarės - pastarąjį dešimtmetį užtemstančių dvinarių matavimai suteikia galimybę nustatyti atstumą iki galaktikų. 5 % tikslumas iki maždaug 3 mln. parsekų atstumo.
• RR Lyrae kintamieji - tai periodinės kintamosios žvaigždės, dažniausiai aptinkamos rutuliniuose spiečiuose ir dažnai naudojamos kaip standartinės žvakės galaktikų atstumams matuoti. Šios raudonosios milžinės naudojamos matuojant atstumus galaktikoje ir netoli esančiuose rutuliniuose spiečiuose.
• Galaktikos astronomijoje kaip standartinės žvakės naudojami rentgeno spindulių žybsniai (termobranduoliniai žybsniai neutroninės žvaigždės paviršiuje). Stebint rentgeno spindulių žybsnius kartais matomi rentgeno spindulių spektrai, rodantys spindulio išsiplėtimą. Todėl rentgeno spindulių srautas sprogimo viršūnėje turėtų atitikti Eddingtono švytėjimą, kurį galima apskaičiuoti, kai žinoma neutroninės žvaigždės masė (dažniausiai daroma prielaida, kad ji yra 1,5 Saulės masės).
• Cefeidų kintamieji ir novos
• Cefeidės yra labai šviesių kintamųjų žvaigždžių klasė. Stiprus tiesioginis ryšys tarp Cefeidų kintamųjų žvaigždžių šviesumo ir pulsacijos periodo užtikrina Cefeidų, kaip svarbių standartinių žvakių, statusą nustatant Galaktikos ir ekstragalaktinių atstumų skales.
• "Novae" žvakės yra perspektyvios ir gali būti naudojamos kaip standartinės žvakės. Pavyzdžiui, jų absoliučiojo dydžio pasiskirstymas yra bimodalus, su pagrindiniu maksimumu ties -8,8 magnitudės ir mažesniu ties -7,5 magnitudės. Be to, praėjus 15 dienų po maksimumo (-5,5), novų absoliučioji magnitudė yra maždaug tokia pati. Šis metodas yra maždaug toks pat tikslus kaip ir Cefeidžių kintamųjų žvaigždžių metodas.

• Baltosios nykštukės. Kadangi baltųjų nykštukių, kurios tampa supernovomis, masė yra vienoda, Ia tipo supernovos pasiekia vienodą maksimalų švytėjimą. Šio dydžio stabilumas leidžia šiuos sprogimus naudoti kaip standartines žvakes matuojant atstumą iki juos priimančių galaktikų, nes supernovų regimasis dydis pirmiausia priklauso nuo atstumo.
• Raudonieji poslinkiai ir Hubble'o dėsnis Naudojant Hubble'o dėsnį, kuris raudonąjį poslinkį sieja su atstumu, galima įvertinti bet kurios konkrečios galaktikos atstumą.

Pagrindinės sekos montavimas

Hercšprungo-Russelio diagramoje žvaigždžių grupės absoliučioji žvaigždžių spindesio reikšmė nubrėžta pagal žvaigždžių spektrinę klasifikaciją. Nustatomi raidos dėsningumai, susiję su žvaigždės mase, amžiumi ir sudėtimi. Visų pirma, vandenilio degimo laikotarpiu žvaigždės išsidėsto išilgai diagramos kreivės, vadinamos pagrindine seka.

Išmatavus žvaigždės spektro savybes, galima nustatyti pagrindinės sekos žvaigždės padėtį H-R diagramoje. Pagal tai apskaičiuojamas žvaigždės absoliutinis dydis. Palyginus šią vertę su regimuoju dydžiu, galima nustatyti apytikslį atstumą, pakoregavus tarpžvaigždinę šviesulio ekstinkciją dėl dujų ir dulkių.

Gravitaciškai susietame žvaigždžių telkinyje, tokiame kaip Hiadų žvaigždynas, žvaigždės susiformavo maždaug vienodo amžiaus ir yra vienodai nutolusios. Tai leidžia palyginti tiksliai pritaikyti pagrindinę seką, nustatant ir amžių, ir atstumą.

Tai nėra išsamus metodų sąrašas, tačiau jis parodo, kokiais būdais astronomai nustato astronominių objektų atstumą.

Nova Eridani 2009 (regimoji žvaigždė ~8,4 magnitudės) per pilnatį