Rebrík kozmických vzdialeností

Priame opatrenia

Astronomická jednotka

Astronomická jednotka je stredná (priemerná) vzdialenosť Zeme od Slnka. Tú poznáme pomerne presne. Keplerove zákony hovoria o pomeroch vzdialeností planét a radar hovorí o absolútnej vzdialenosti vnútorných planét a umelých družíc na obežnej dráhe okolo nich.

Parallax

Paralaxa je použitie trigonometrie na zistenie vzdialeností objektov v blízkosti slnečnej sústavy.

Ako Zem obieha okolo Slnka, poloha blízkych hviezd sa na pozadí vzdialenejších hviezd mierne posúva. Tieto posuny predstavujú uhly v pravouhlom trojuholníku, pričom 2 AU tvoria krátke rameno trojuholníka a vzdialenosť od hviezdy je dlhé rameno. Veľkosť posunu je pomerne malá, meria 1 oblúkovú sekundu pre objekt vo vzdialenosti 1 parsek (3,26 svetelného roka).

Táto metóda funguje pre vzdialenosti do niekoľkých stoviek parsekov.

Štandardné sviečky

Objekty so známou jasnosťou sa nazývajú štandardné sviečky. Väčšina fyzikálnych indikátorov vzdialenosti sú štandardné sviečky. Sú to objekty, ktoré patria do triedy so známou jasnosťou. Porovnaním ich známej jasnosti s ich pozorovanou jasnosťou možno vypočítať vzdialenosť objektu pomocou zákona obráteného štvorca.

V astronómii sa jasnosť objektu udáva ako jeho absolútna magnitúda. Táto veličina sa odvodzuje z logaritmu jeho jasnosti pri pohľade zo vzdialenosti 10 parsekov. Zdanlivá magnitúda je magnitúda, ktorú vidí pozorovateľ. Možno ju použiť na určenie vzdialenosti D objektu v kiloparsekoch (kiloparsek = 1 000 parsekov) takto:

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}}}

kde m je zdanlivá magnitúda a M absolútna magnitúda. Aby to bolo presné, obe magnitúdy musia byť v tom istom frekvenčnom pásme a nesmie existovať žiadny relatívny pohyb v radiálnom smere.

Je potrebné zohľadniť aj medzihviezdnu extinkciu, ktorá tiež spôsobuje, že objekty sa javia slabšie a červenšie. Rozdiel medzi absolútnou a zdanlivou magnitúdou sa nazýva modul vzdialenosti a astronomické vzdialenosti, najmä medzigalaktické, sa niekedy uvádzajú v tabuľkách týmto spôsobom.

Problémy

Pri každej triede štandardných sviečok existujú dva problémy. Hlavným je kalibrácia, teda presné zistenie absolútnej veľkosti sviečky.

Druhá spočíva v rozpoznávaní členov triedy. Štandardná kalibrácia sviečok nefunguje, pokiaľ objekt nepatrí do triedy. Pri extrémnych vzdialenostiach, teda tam, kde si človek najviac želá použiť indikátor vzdialenosti, môže byť tento problém s rozpoznávaním dosť vážny.

Významným problémom pri štandardných sviečkach je otázka, nakoľko sú štandardné. Napríklad sa zdá, že všetky pozorovania naznačujú, že supernovy typu Ia, ktoré sú v známej vzdialenosti, majú rovnakú jasnosť, ale je možné, že vzdialené supernovy typu Ia majú iné vlastnosti ako blízke supernovy typu Ia.

Ukazovatele galaktickej vzdialenosti

Až na niekoľko výnimiek sú vzdialenosti založené na priamych meraniach k dispozícii len do vzdialenosti približne tisíc parsekov, čo je skromná časť našej Galaxie. Pri vzdialenostiach nad túto hranicu závisia merania od fyzikálnych predpokladov, teda od tvrdenia, že daný objekt rozoznávame a trieda objektov je dostatočne homogénna, aby sa jej členovia dali použiť na zmysluplný odhad vzdialenosti.

Fyzické ukazovatele vzdialenosti, ktoré sa používajú na postupne sa zväčšujúcich stupniciach vzdialenosti, zahŕňajú:

• Zatmenia dvojhviezd - V poslednom desaťročí ponúka meranie zatmení dvojhviezd spôsob merania vzdialenosti galaxií. Presnosť na úrovni 5 % až do vzdialenosti približne 3 milióny parsekov.
• Premenné RR Lyrae - sú periodické premenné hviezdy, ktoré sa bežne nachádzajú v guľových hviezdokopách a často sa používajú ako štandardné sviečky na meranie galaktických vzdialeností. Títo červení obri sa používajú na meranie vzdialeností v rámci galaxie a v blízkych guľových hviezdokopách.
• V galaktickej astronómii sa ako štandardné sviečky používajú röntgenové záblesky (termonukleárne záblesky na povrchu neutrónovej hviezdy). Pri pozorovaní röntgenových výbuchov sa niekedy objavujú röntgenové spektrá, ktoré naznačujú rozpínanie polomeru. Preto by mal tok röntgenového žiarenia na vrchole výbuchu zodpovedať Eddingtonovej svietivosti, ktorá sa dá vypočítať, keď je známa hmotnosť neutrónovej hviezdy (bežne sa používa predpoklad 1,5 hmotnosti Slnka).
• Premenné cefeidy a novy
• Cefeidy sú triedou veľmi svietivých premenných hviezd. Silný priamy vzťah medzi svietivosťou premennej cefeidy a periódou pulzácie zabezpečuje cefeídam status dôležitých štandardných sviečok na určovanie galaktických a extragalaktických vzdialeností.
• Novae majú istý prísľub na použitie ako štandardné sviečky. Napríklad rozdelenie ich absolútnej magnitúdy je bimodálne, s hlavným vrcholom pri magnitúde -8,8 a menším pri -7,5. Novy majú tiež približne rovnakú absolútnu magnitúdu 15 dní po svojom maxime (-5,5). Táto metóda je približne rovnako presná ako metóda premenných hviezd cefeíd.

• Bieli trpaslíci. Keďže biele trpaslíky, ktoré sa stávajú supernovou, majú jednotnú hmotnosť, supernovy typu Ia produkujú konzistentnú maximálnu svietivosť. Stabilita tejto hodnoty umožňuje, aby sa tieto výbuchy používali ako štandardné sviečky na meranie vzdialenosti od hostiteľských galaxií, pretože vizuálna magnitúda supernov závisí predovšetkým od vzdialenosti.
• Červené posuny a Hubblov zákon Pomocou Hubblovho zákona, ktorý dáva do súvislosti červený posun so vzdialenosťou, možno odhadnúť vzdialenosť konkrétnej galaxie.

Montáž hlavnej sekvencie

V Hertzsprungovom-Russellovom diagrame je absolútna magnitúda skupiny hviezd vynesená oproti spektrálnej klasifikácii hviezd. Zistia sa vývojové zákonitosti, ktoré súvisia s hmotnosťou, vekom a zložením hviezdy. Najmä počas obdobia horenia vodíka ležia hviezdy na krivke diagramu, ktorá sa nazýva hlavná postupnosť.

Meraním vlastností zo spektra hviezdy možno zistiť polohu hviezdy hlavnej postupnosti na H-R diagrame. Na základe toho sa odhadne absolútna magnitúda hviezdy. Porovnanie tejto hodnoty so zdanlivou magnitúdou umožňuje určiť približnú vzdialenosť po korekcii na medzihviezdnu extinkciu svietivosti spôsobenú plynom a prachom.

V gravitačne viazanej hviezdokope, akou sú Hyády, sa hviezdy sformovali približne v rovnakom veku a ležia v rovnakej vzdialenosti. To umožňuje pomerne presné prispôsobenie hlavnej postupnosti, ktoré poskytuje určenie veku aj vzdialenosti.

Toto nie je úplný zoznam metód, ale ukazuje spôsoby, akými astronómovia odhadujú vzdialenosť astronomických objektov.

Nova Eridani 2009 (zdanlivá magnitúda ~8,4) počas splnu