Kosmisk avståndsstege

Den kosmiska distansskalan (även känd som den extragalaktiska distansskalan) är ett sätt för astronomer att mäta avståndet mellan objekt i rymden. Ingen metod fungerar för alla objekt och avstånd, så astronomer använder ett antal metoder.

En riktig direkt avståndsmätning av ett astronomiskt objekt är möjlig endast för de objekt som befinner sig tillräckligt nära jorden (inom cirka tusen parsec). Det är de större avstånden som är problemet. Flera metoder bygger på ett standardljus, vilket är ett astronomiskt objekt som har en känd standardljusstyrka.

Analogin med stegen uppstår eftersom ingen teknik kan mäta avstånd på alla avstånd som förekommer inom astronomin. I stället kan en metod användas för att mäta närliggande avstånd, en annan för att mäta närliggande till mellanliggande avstånd och så vidare. Varje steg på stegen ger information som kan användas för att bestämma avstånden på nästa högre steg.

Direkta åtgärder

Astronomisk enhet

Den astronomiska enheten är det genomsnittliga avståndet mellan jorden och solen. Detta vet vi ganska exakt. Keplers lagar anger förhållandet mellan planeternas avstånd, och radar anger det absoluta avståndet till inre planeter och konstgjorda satelliter i omloppsbana runt dem.

Parallax

Parallax är användningen av trigonometri för att upptäcka avstånden mellan objekt nära solsystemet.

När jorden kretsar runt solen ser närliggande stjärnor ut att förskjutas något mot den mer avlägsna bakgrunden. Dessa förskjutningar är vinklar i en rätvinklig triangel, där 2 AU utgör triangelns korta ben och avståndet till stjärnan utgör det långa benet. Förskjutningen är ganska liten, 1 bågsekund för ett objekt på ett avstånd av 1 parsec (3,26 ljusår).

Denna metod fungerar för avstånd upp till några hundra parsec.

Standardljus

Objekt med känd ljusstyrka kallas standardljus. De flesta fysiska avståndsindikatorer är standardljus. Dessa är objekt som tillhör en klass som har en känd ljusstyrka. Genom att jämföra den kända ljusstyrkan hos den senare med dess observerade ljusstyrka kan avståndet till objektet beräknas med hjälp av lagen om invers kvadrat.

Inom astronomin anges ett objekts ljusstyrka i form av dess absoluta magnitud. Denna storhet härleds från logaritmen av dess ljusstyrka sett från ett avstånd på 10 parsec. Den synliga magnituden är den magnitud som observatören ser. Den kan användas för att bestämma avståndet D till objektet i kiloparsec (kiloparsec = 1 000 parsec) enligt följande:

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

där m är den skenbara magnituden och M den absoluta magnituden. För att detta ska vara korrekt måste båda magnituderna ligga i samma frekvensband och det får inte finnas någon relativ rörelse i radiell riktning.

Det behövs också ett sätt att ta hänsyn till interstellär extinktion, som också får objekt att verka svagare och rödare. Skillnaden mellan absoluta och skenbara magnituder kallas avståndsmodul, och astronomiska avstånd, särskilt intergalaktiska avstånd, räknas ibland upp i tabeller på detta sätt.

Problem

Det finns två problem för varje klass av standardljus. Det viktigaste är kalibrering, dvs. att ta reda på exakt vad ljusets absoluta storlek är.

Det andra är att känna igen medlemmarna i klassen. Den vanliga ljuskalibreringen fungerar inte om inte objektet tillhör klassen. Vid extrema avstånd, vilket är där man mest önskar använda en avståndsindikator, kan detta igenkänningsproblem bli ganska allvarligt.

Ett viktigt problem med standardljus är frågan om hur standard de är. Till exempel verkar alla observationer tyda på att supernovor av typ Ia som befinner sig på känt avstånd har samma ljusstyrka, men det är möjligt att avlägsna supernovor av typ Ia har andra egenskaper än närliggande supernovor av typ Ia.

Indikatorer för galaktiskt avstånd

Med några få undantag finns det bara avstånd som bygger på direkta mätningar upp till ungefär tusen parsec, vilket är en blygsam del av vår egen galax. För avstånd därutöver är mätningar beroende av fysiska antaganden, dvs. påståendet att man känner igen objektet i fråga och att klassen av objekt är tillräckligt homogen för att dess medlemmar ska kunna användas för en meningsfull uppskattning av avståndet.

Fysiska avståndsindikatorer, som används på successivt större avståndsskalor, omfattar följande:

Förmörkande binärer - Under det senaste decenniet har mätningar av förmörkande binärer erbjudit ett sätt att mäta avståndet till galaxer. Noggrannhet på 5-procentsnivån upp till ett avstånd på cirka 3 miljoner parsec.
RR Lyrae-variabler - är periodiska variabla stjärnor som ofta återfinns i klotformiga stjärnhopar och som ofta används som standardljus för att mäta galaktiska avstånd. Dessa röda jättar används för att mäta avstånd inom galaxen och i närliggande klotformiga stjärnhopar.
Inom galaktisk astronomi används röntgenutbrott (termonukleära blixtar på ytan av en neutronstjärna) som standardljus. Observationer av röntgenutbrott visar ibland röntgenspektrum som indikerar radieexpansion. Därför bör röntgenflödet vid toppen av utbrottet motsvara Eddingtons luminositet, som kan beräknas när neutronstjärnans massa är känd (1,5 solmassor är ett vanligt förekommande antagande).
Kepheidvariabler och novae

Cepheider är en klass av mycket ljusstarka variabla stjärnor. Det starka direkta sambandet mellan en cepheidvariabels luminositet och pulsationsperiod gör att cepheider är viktiga standardljus för att fastställa galaktiska och extragalaktiska avståndsskalor.
Novae är lovande för användning som standardljus. Till exempel är fördelningen av deras absoluta magnitud bimodal, med en huvudtopp vid magnitud -8,8 och en mindre topp vid -7,5. Novae har också ungefär samma absoluta magnitud 15 dagar efter sin topp (-5,5). Denna metod är ungefär lika exakt som metoden med kepheidernas variabla stjärnor.

Vita dvärgar. Eftersom de vita dvärgstjärnor som blir supernovor har en enhetlig massa ger supernovor av typ Ia en jämn toppljusstyrka. Stabiliteten i detta värde gör att dessa explosioner kan användas som standardljus för att mäta avståndet till sina värdgalaxer, eftersom supernovornas visuella magnitud främst beror på avståndet.
Rödförskjutningar och Hubbles lag Genom att använda Hubbles lag, som relaterar rödförskjutning till avstånd, kan man uppskatta avståndet till en viss galax.

Huvudsekvensanpassning

I ett Hertzsprung-Russell-diagram plottas den absoluta magnituden för en grupp av stjärnor mot stjärnornas spektralklassificering. Man finner evolutionära mönster som har samband med stjärnans massa, ålder och sammansättning. Under sin väteförbränningsperiod ligger stjärnorna längs en kurva i diagrammet som kallas huvudsekvensen.

Genom att mäta egenskaperna i en stjärnas spektrum kan man ta reda på vilken position en huvudsekvensstjärna har i H-R-diagrammet. Utifrån detta uppskattas stjärnans absoluta magnitud. Genom att jämföra detta värde med den skenbara magnituden kan det ungefärliga avståndet bestämmas, efter att ha korrigerat för interstellär extinktion av ljusstyrkan på grund av gas och stoft.

I en gravitationsbunden stjärnhop som Hyaderna bildades stjärnorna vid ungefär samma ålder och ligger på samma avstånd. Detta gör det möjligt att relativt exakt anpassa huvudsekvensen, vilket ger både ålders- och avståndsbestämning.

Detta är inte en fullständig lista över metoder, men den visar hur astronomer går tillväga för att uppskatta avståndet till astronomiska objekt.

Nova Eridani 2009 (synlig magnitud ~8.4) under fullmåne.

Frågor och svar

F: Vad är den kosmiska distansstegen?

S: Den kosmiska distansstegen är den metod som används av astronomer för att mäta avståndet mellan objekt i rymden.

F: Varför använder astronomer ett antal metoder för att mäta avstånd i rymden?

S: Det finns ingen metod som fungerar för alla objekt och avstånd, så astronomer använder ett antal metoder.

F: Är det möjligt att direkt mäta avståndet till astronomiska objekt för alla objekt?

S: Nej, direkt avståndsmätning är endast möjlig för objekt som befinner sig tillräckligt nära jorden (inom cirka tusen parsec).

F: Vad är ett standardljus?

S: Ett standardljus är ett astronomiskt objekt som har en känd standardljusstyrka.

F: Varför används analogin med en stege för den kosmiska distansstegen?

S: Analogin med en stege används därför att det inte finns någon teknik som kan mäta avstånd på alla avstånd som förekommer inom astronomin, utan en metod kan användas för att mäta närliggande avstånd, och varje steg på stegen ger information som kan användas för att bestämma avstånden på nästa högre steg.

F: Vad ger varje steg på stegen för kosmiska avstånd?

S: Varje steg på den kosmiska distansstegen ger information som kan användas för att bestämma avstånden på nästa högre steg.

F: Vad är den extragalaktiska avståndsskalan?

S: Den extragalaktiska avståndsskalan är en annan term för den kosmiska avståndsstege som astronomer använder för att mäta avståndet mellan objekt i rymden.