Стълба на космическите разстояния: методи за измерване във астрономията

Скалата на космическите разстояния (известна също като скала на извънгалактичните разстояния) е начинът, по който астрономите измерват разстоянието между обектите в пространството. Един метод не е подходящ за всички обекти и разстояния, затова астрономите използват няколко метода.

Реално директно измерване на разстоянието до астрономически обект е възможно само за тези обекти, които са достатъчно близо до Земята (в рамките на около хиляда парсека). Проблемът е в по-големите разстояния. Няколко метода разчитат на стандартна свещ, която е астрономически обект с известна стандартна светимост.

Аналогията със стълбата възниква, защото нито една техника не може да измерва разстояния на всички разстояния, срещани в астрономията. Вместо това един метод може да се използва за измерване на близки разстояния, втори може да се използва за измерване на близки и средни разстояния и т.н. Всяко стъпало на стълбата предоставя информация, която може да се използва за определяне на разстоянията на следващото по-високо стъпало.

Основни методи и техният обхват

Триангулация (тригонална паралакс): най-простият и най-надежден директен метод. Измерва се годишното видимо преместване на звезда спрямо далечни фонови звезди поради орбитата на Земята. Традиционно работеше до стотици парсеци (Hipparcos), но с мисии като Gaia паралаксите се достигат до няколко хиляди парсека за ярки звезди. Това е първото стъпало в космическата стълба.
Спектроскопична паралакс: определя разстоянието чрез спектралния клас и абсолютната светимост на звездата. Използва се за отделни звезди в нашата галактика и близки спътникови галактики, при условие че можем правилно да оценим междинното затъмнение и класа на звезди.
Пулсатори като Cepheid и RR Lyrae (стандартни свещи): променливите звезди имат известна зависимост между период и абсолютна светимост. Cepheid-и се използват за измерване на разстояния до неголеми галактики (до десетки милиони светлинни години, т.е. няколко до няколко десетки мегапарсека) и са критичен връх за калибриране на суперновите.
Tip of the Red Giant Branch (TRGB): яркостта на „връха“ на червената гигантска верига служи като стандартна свещ за галактики в Локалната група и извън нея (до десетки мегапарсеци), с по-малки систематични грешки от някои други методи.
Свръхнови тип Ia: много ярки и с относително стандартизируема максимална светимост — позволяват измерване на разстояния до стотици мегапарсеци и дори до гигапарсекови разстояния, което ги прави ключови за изследване на разширяването на Вселената.
Релации за галактики (Tully–Fisher, Fundamental Plane): емпирични зависимости между динамични и фотометрични свойства на галактиките, използвани за определяне на разстояния на спирални и елиптични галактики съответно — обхват до стотици мегапарсеци.
Повърхностни флуктуации (SBF): метод за средни разстояния, базиран на вариациите в яркостта на звездните популации в галактика; работи до десетки или стотици мегапарсеци в зависимост от телескопа.
Мегамасери и геометрични методи: радиоизмервания на вода-мегамасери в активни ядра могат да дадат директни геометрични разстояния на стотици мегапарсеци с много висока точност.
Стандартни правила и космологически методи: за най-големите разстояния се използват стандартни правила като барионни акустични осцилации (BAO) и наблюдения на космическия микровълнов фон (CMB), както и зависимостта между червеното отместване и разстоянието (Hubble's law) — тези методи се базират и на космологичен модел.
Стандартни сирени (гравитационни вълни): съвсем нов клас методи — събития като сливане на неутронни звезди дават независими мерения на разстоянието (без да се нуждаят от традиционни светлинни калибровки) и могат да служат за космологични тестове.

Калибриране и погрешности

Ключовата идея е, че всяко „стъпало“ трябва да бъде калибрирано с по-ниско стъпало. Пример: паралаксите установяват абсолютните величини на Cepheid-и в нашата галактика; тези Cepheid-и калибрират светимостта на Cepheid-и в по-далечни галактики, които на свой ред калибрират максималните светимости на суперновите тип Ia. Грешки или систематични отклонения в по-ниските стъпала (напр. неточности в паралакса, ефекти от металичност, прахово затъмнение, селекционни ефекти) се предават нагоре и могат да доведат до значителни несъответствия.

Някои важни източници на несигурност:

Междузвездна прах и екстинкция, които потъмняват и променят цветове на обектите;
Систематични зависимости на светимостта от металичност или възраст на звездната популация;
Пекулиарни скорости (локални движения на галактики), които смущават измерванията на Hubble-отношението на сравнително близки разстояния;
Ниска проба или селекционни ефекти при избора на обекти;
Нужда от точни фотометрични и спектрални калибрации между различни телескопи и инструменти.

Защо това е важно

Точните разстояния са основа за почти всички количествени изследвания в астрономията и космологията: от масите и размерите на звездите и галактиките до скоростта на разширяване на Вселената (параметъра H0). Напоследък има активно обсъждане за „тензията на H0“ — различие между локално измерената стойност (базирана на Cepheid-и и супернови) и стойността, изведена от CMB наблюдения, което подчертава колко критично е правилното калибриране и разбиране на методите в стълбата.

Заключение

„Стълбата на космическите разстояния“ е комбинация от множество независими и взаимно подкрепящи се техники, всяка пригодена за различни разстояния и типове обекти. Непрекъснатото усъвършенстване на инструментите (напр. мисии като Gaia, космически телескопи и гравитационно-вълнови детектори) и по-добрата статистика и моделиране намаляват несигурностите и позволяват по-точни и надеждни карти на Вселената.

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}}} ${\begin{smallmatrix}5\cdot \log _{10}{\frac {D}{\mathrm {kpc} }}\ =\ m\ -\ M\ -\ 10,\end{smallmatrix}}$

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

Въпроси и отговори

Въпрос: Какво представлява стълбата на космическите разстояния?

О: Стълбата на космическите разстояния е метод, използван от астрономите за измерване на разстоянието между обектите в пространството.

В: Защо астрономите използват редица методи за измерване на разстоянията в пространството?

О: Няма един метод, който да е подходящ за всички обекти и разстояния, затова астрономите използват няколко метода.

Въпрос: Възможно ли е директно измерване на разстоянието между астрономическите обекти за всички обекти?

О: Не, прякото измерване на разстоянието е възможно само за обекти, които са достатъчно близо до Земята (в рамките на около хиляда парсека).

В: Какво е стандартна свещ?

О: Стандартната свещ е астрономически обект, който има известна стандартна светимост.

В: Защо за стълбата на космическите разстояния се използва аналогията със стълба?

О: Аналогията със стълба се използва, защото нито един метод не може да измери разстоянията на всички разстояния, срещани в астрономията, вместо това един метод може да се използва за измерване на близките разстояния, а всяко стъпало на стълбата предоставя информация, която може да се използва за определяне на разстоянията на следващото по-високо стъпало.

Въпрос: Какво осигурява всяко стъпало от стълбата на космическите разстояния?

О: Всяко стъпало от стълбата на космическите разстояния предоставя информация, която може да се използва за определяне на разстоянията на следващото по-високо стъпало.

В: Какво представлява скалата на извънгалактичните разстояния?

О: Скалата на извънгалактичните разстояния е друг термин за стълбата на космическите разстояния, използван от астрономите за измерване на разстоянието между обектите в космоса.