Măsurarea distanțelor în astronomie

Unitate astronomică

Unitatea astronomică este distanța medie a Pământului față de Soare. Aceasta o cunoaștem cu destulă precizie. Legile lui Kepler indică raportul dintre distanțele planetelor, iar radarul indică distanța absolută până la planetele interioare și sateliții artificiali aflați pe orbita acestora.

Paralaxă

Paralaxa este utilizarea trigonometriei pentru a descoperi distanțele obiectelor din apropierea sistemului solar.

Pe măsură ce Pământul orbitează în jurul Soarelui, poziția stelelor din apropiere va părea să se schimbe ușor față de fundalul mai îndepărtat. Aceste deplasări sunt unghiuri într-un triunghi dreptunghic, 2 UA reprezentând piciorul scurt al triunghiului, iar distanța până la stea fiind piciorul lung. Valoarea deplasării este destul de mică, măsurând 1 secundă de arc pentru un obiect aflat la o distanță de 1 parsec (3,26 ani-lumină).

Această metodă funcționează pentru distanțe de până la câteva sute de parseci.

Obiectele cu luminozitate cunoscută se numesc lumânări standard. Majoritatea indicatorilor de distanță fizică sunt lumânări standard. Acestea sunt obiecte care aparțin unei clase care are o luminozitate cunoscută. Prin compararea luminozității cunoscute a acesteia din urmă cu luminozitatea sa observată, distanța până la obiect poate fi calculată cu ajutorul legii pătratului invers.

În astronomie, luminozitatea unui obiect este dată de magnitudinea sa absolută. Această mărime este derivată din logaritmul luminozității sale văzute de la o distanță de 10 parsecs. Magnitudinea aparentă este magnitudinea văzută de observator. Ea poate fi utilizată pentru a determina distanța D față de obiect în kiloparsecs (kiloparsec = 1.000 de parsecs) după cum urmează:

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}}}}

unde m este magnitudinea aparentă și M este magnitudinea absolută. Pentru ca acest lucru să fie corect, ambele magnitudini trebuie să se afle în aceeași bandă de frecvență și nu poate exista nicio mișcare relativă în direcția radială.

De asemenea, este nevoie de un mijloc de a ține cont de extincția interstelară, care, de asemenea, face ca obiectele să apară mai slabe și mai roșii. Diferența dintre magnitudinea absolută și cea aparentă se numește modulul de distanță, iar distanțele astronomice, în special cele intergalactice, sunt uneori tabelate în acest mod.

Probleme

Există două probleme pentru orice clasă de lumânări standard. Principala este calibrarea, adică aflarea exactă a magnitudinii absolute a lumânării.

Al doilea constă în recunoașterea membrilor clasei. Calibrarea standard a lumânărilor nu funcționează decât dacă obiectul aparține clasei. La distanțe extreme, adică acolo unde se dorește cel mai mult să se utilizeze un indicator de distanță, această problemă de recunoaștere poate fi destul de gravă.

O problemă importantă în cazul lumânărilor standard este aceea de a ști cât de standard sunt acestea. De exemplu, toate observațiile par să indice că supernovele de tip Ia care se află la distanțe cunoscute au aceeași luminozitate, dar este posibil ca supernovele de tip Ia îndepărtate să aibă proprietăți diferite față de supernovele de tip Ia din apropiere.

Cu câteva excepții, distanțele bazate pe măsurători directe sunt disponibile doar până la aproximativ o mie de parsecuri, ceea ce reprezintă o porțiune modestă din propria noastră galaxie. Pentru distanțe mai mari de atât, măsurătorile depind de ipoteze fizice, adică de afirmația că se recunoaște obiectul în cauză, iar clasa de obiecte este suficient de omogenă pentru ca membrii săi să poată fi utilizați pentru o estimare semnificativă a distanței.

Indicatorii de distanță fizică, utilizați pe scări de distanță din ce în ce mai mari, includ:

• Binariile eclipsante - În ultimul deceniu, măsurarea binariilor eclipsante a oferit o modalitate de a măsura distanța până la galaxii. Precizia la nivelul de 5% până la o distanță de aproximativ 3 milioane de parsecs.
• Variabilele RR Lyrae - sunt stele variabile periodice, care se găsesc în mod obișnuit în roiurile globulare și sunt adesea folosite ca lumânări standard pentru a măsura distanțele galactice. Aceste gigantice roșii sunt folosite pentru măsurarea distanțelor în interiorul galaxiei și în clusterele globulare din apropiere.
• În astronomia galactică, exploziile de raze X (flash-uri termonucleare pe suprafața unei stele neutronice) sunt folosite ca lumânări standard. Observațiile exploziilor de raze X arată uneori spectre de raze X care indică expansiunea razei. Prin urmare, fluxul de raze X la vârful exploziei ar trebui să corespundă luminozității Eddington, care poate fi calculată odată ce se cunoaște masa stelei neutronice (1,5 mase solare este o ipoteză utilizată în mod obișnuit).
• Variabilele cefeide și novae
• Cefeidele sunt o clasă de stele variabile foarte luminoase. Relația directă și puternică dintre luminozitatea și perioada de pulsație a unei variabile Cefeide asigură Cefeidelor statutul lor de lumânări standard importante pentru stabilirea scării distanțelor galactice și extragalactice.
• Novae sunt promițătoare pentru utilizarea ca lumânări standard. De exemplu, distribuția magnitudinii lor absolute este bimodală, cu un vârf principal la magnitudinea -8,8 și unul mai mic la -7,5. Novae au, de asemenea, aproximativ aceeași magnitudine absolută la 15 zile după vârful lor (-5,5). Această metodă este la fel de precisă ca și metoda stelelor variabile cefeide.

• Pitice albe. Deoarece stelele pitice albe care devin supernove au o masă uniformă, supernovele de tip Ia produc o luminozitate maximă constantă. Stabilitatea acestei valori permite ca aceste explozii să fie folosite ca lumânări standard pentru a măsura distanța față de galaxiile gazdă, deoarece magnitudinea vizuală a supernovelor depinde în primul rând de distanță.
• Deplasările spre roșu și legea lui Hubble Folosind legea lui Hubble, care leagă deplasarea spre roșu de distanță, se poate estima distanța oricărei galaxii.

Montarea secvenței principale

Într-o diagramă Hertzsprung-Russell, magnitudinea absolută pentru un grup de stele este reprezentată în funcție de clasificarea spectrală a stelelor. Se descoperă modele evolutive care au legătură cu masa, vârsta și compoziția stelei. În special, în timpul perioadei de ardere a hidrogenului, stelele se află de-a lungul unei curbe din diagramă numită secvența principală.

Prin măsurarea proprietăților din spectrul unei stele, se poate afla poziția unei stele din secvența principală pe diagrama H-R. În funcție de aceasta, se estimează magnitudinea absolută a stelei. O comparație a acestei valori cu magnitudinea aparentă permite determinarea distanței aproximative, după corectarea extincției interstelară a luminozității din cauza gazului și a prafului.

Într-un roi stelar legat gravitațional, cum ar fi Hyades, stelele s-au format la aproximativ aceeași vârstă și se află la aceeași distanță. Acest lucru permite o potrivire relativ precisă a secvenței principale, oferind atât determinarea vârstei, cât și a distanței.

Aceasta nu este o listă completă de metode, dar arată modalitățile prin care astronomii estimează distanța obiectelor astronomice.