Стълба на космическите разстояния

Преки мерки

Астрономическа единица

Астрономическата единица е средното разстояние на Земята от Слънцето. Това е доста точно. Законите на Кеплер показват съотношенията на разстоянията между планетите, а радарът определя абсолютното разстояние до вътрешните планети и изкуствените спътници в орбита около тях.

Паралакс

Паралаксът се използва с помощта на тригонометрията за определяне на разстоянията между обекти, намиращи се в близост до Слънчевата система.

Тъй като Земята обикаля около Слънцето, положението на близките звезди изглежда леко променено на фона на по-далечните. Тези измествания са ъгли в правоъгълен триъгълник, като 2 AU е късото рамо на триъгълника, а разстоянието до звездата е дългото рамо. Размерът на изместването е съвсем малък - 1 дъгова секунда за обект на разстояние 1 парсек (3,26 светлинни години).

Този метод работи за разстояния до няколкостотин парсека.

Стандартни свещи

Обектите с известна яркост се наричат стандартни свещи. Повечето физически индикатори за разстояние са стандартни свещи. Това са обекти, които принадлежат към клас с известна яркост. Чрез сравняване на известната яркост на последния с наблюдаваната му яркост може да се изчисли разстоянието до обекта, като се използва законът за обратния квадрат.

В астрономията яркостта на даден обект се изразява с абсолютната му звездна величина. Тази величина се получава от логаритъма на неговата яркост, наблюдавана от разстояние 10 парсека. Видимата звездна величина е величината, която се вижда от наблюдателя. Тя може да се използва за определяне на разстоянието D до обекта в килопарсеци (килопарсек = 1000 парсека) по следния начин:

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}}}

където m е видимата величина, а M - абсолютната величина. За да бъде точна, двете величини трябва да са в един и същи честотен диапазон и да няма относително движение в радиална посока.

Необходими са и средства за отчитане на междузвездната екстинкция, която също прави обектите да изглеждат по-слаби и по-червени. Разликата между абсолютната и видимата звездна величина се нарича модул на разстоянието и астрономическите разстояния, особено междугалактическите, понякога се представят в таблици по този начин.

Проблеми

За всеки клас стандартни свещи съществуват два проблема. Основният от тях е калибрирането, т.е. установяването на точната абсолютна величина на свещта.

Вторият е свързан с разпознаването на членовете на класа. Стандартното калибриране на свещи не работи, освен ако обектът не принадлежи към класа. При екстремни разстояния, при които човек най-често иска да използва индикатор за разстояние, този проблем с разпознаването може да бъде доста сериозен.

Съществен проблем при стандартните свещи е въпросът доколко те са стандартни. Например всички наблюдения изглежда показват, че свръхновите от тип Ia, които са на известно разстояние, имат една и съща яркост, но е възможно далечните свръхнови от тип Ia да имат различни свойства от близките свръхнови от тип Ia.

Индикатори за галактическо разстояние

С малки изключения разстоянията, основани на преки измервания, са достъпни само до около хиляда парсека, което е скромна част от нашата Галактика. За разстояния отвъд тази граница измерванията зависят от физични предположения, т.е. от твърдението, че човек разпознава въпросния обект, а класът от обекти е достатъчно хомогенен, за да могат неговите членове да се използват за смислена оценка на разстоянието.

Индикаторите за физическо разстояние, които се използват при все по-големи мащаби на разстояние, включват:

• Затъмняващи се двойни звезди - През последното десетилетие измерването на затъмняващите се двойни звезди предлага начин да се определи разстоянието до галактиките. Точност от 5 % до разстояние от около 3 милиона парсека.
• Променливи звезди от типа RR Lyrae - периодични променливи звезди, често срещани в кълбовидни купове и често използвани като стандартни свещи за измерване на галактичните разстояния. Тези червени гиганти се използват за измерване на разстоянията в галактиката и в близките кълбовидни купове.
• В галактическата астрономия рентгеновите избухвания (термоядрени изблици на повърхността на неутронна звезда) се използват като стандартни свещи. Наблюденията на рентгенови избухвания понякога показват рентгенови спектри, показващи разширяване на радиуса. Следователно рентгеновият поток в пика на избухването трябва да съответства на светимостта на Едингтън, която може да се изчисли, след като се знае масата на неутронната звезда (1,5 слънчеви маси е често използвано предположение).
• Променливи на Цефеидите и нови звезди
• Цефеидите са клас много ярки променливи звезди. Силната пряка връзка между светимостта на променливите звезди цефеиди и периода на пулсация осигурява на цефеидите статута им на важни стандартни свещи за определяне на галактическите и извънгалактическите скали на разстоянията.
• Novae са обещаващи за използване като стандартни свещи. Например разпределението на абсолютната им звездна величина е бимодално, с основен връх при звездна величина -8,8 и по-малък при -7,5. Новите звезди също така имат приблизително еднаква абсолютна звездна величина 15 дни след техния пик (-5,5). Този метод е приблизително толкова точен, колкото и методът на променливите звезди на Цефеидите.

• Бели джуджета. Тъй като звездите бели джуджета, които се превръщат в свръхнови, имат еднаква маса, свръхновите от тип Ia произвеждат постоянна максимална светимост. Стабилността на тази стойност позволява тези взривове да се използват като стандартни свещи за измерване на разстоянието до приемащите ги галактики, тъй като визуалната величина на свръхновите зависи предимно от разстоянието.
• Червени отмествания и закон на Хъбъл С помощта на закона на Хъбъл, който свързва червеното отместване с разстоянието, може да се определи разстоянието до всяка конкретна галактика.

Монтаж на основната последователност

В диаграмата на Херцшпрунг-Ръсел абсолютната звездна величина за група звезди е показана спрямо спектралната класификация на звездите. Откриват се еволюционни модели, които са свързани с масата, възрастта и състава на звездата. По-специално, по време на периода на горене на водород звездите се намират по крива в диаграмата, наречена главна последователност.

Чрез измерване на свойствата от спектъра на звездата може да се определи позицията на звездата от главната последователност върху H-R диаграмата. По този начин се определя абсолютната звездна величина на звездата. Сравнението на тази стойност с видимата звездна величина позволява да се определи приблизителното разстояние, след като се коригира междузвездната екстинкция на светимостта, дължаща се на газ и прах.

В гравитационно свързан звезден куп като Хиадите звездите са се формирали на приблизително еднаква възраст и се намират на едно и също разстояние. Това позволява сравнително точно подбиране на главната последователност, което дава възможност за определяне както на възрастта, така и на разстоянието.

Това не е пълен списък на методите, но показва начините, по които астрономите определят разстоянието до астрономическите обекти.

Nova Eridani 2009 (видима звездна величина ~8,4) по време на пълнолуние