Etäisyyden määritys maailmankaikkeudessa

saat kuvat suuremmiksi napsauttamalla niitä

paluu

Maailmankaikkeuden etäisyyksien määritys on erittäin vaikea tehtävä.  Tehtävä olisi helpompi jos kaikki tähdet olisivat yhtä kirkkaita. Tällöin himmeältä näyttävät tähdet olisivat kauempana kuin kirkkaat. 

Tähdet jaetaan perinteisesti suuruusluokkiin siten, että kirkkaimmat ovat ensimmäistä ja himmeimmät paljain silmin näkyvät tähdet kuudetta suuruusluokkaa.

Näin saadaan tähden näennäinen suuruusluokka eli magnitudi m. Himmeimmät kaukoputkilla havaittavat kohteet ovat tällöin suuruusluokkaa m ~20.

Tähden etäisyyden määräämiseksi on pystyttävä näennäisen suuruusluokan lisäksi määräämään sen todellinen suuruusluokka M.  Tämä on määritelty samaksi, kuin näennäinen suuruusluokka 10 pc:n etäisyydeltä katsottuna.

Maailmankaikkeuden etäisyysmäärittelyt perustuvat perättäisille menetelmille. Näitä sanotaan etäisyystikkaiksi.  Virheet tikkaiden alemmilla askelmilla heijastuvat kaikkiin myöhempiin mittaustuloksiin.

Etäisyydet aurinkokunnassa

Maan etäisyys Auringosta on astronominen yksikkö 1 AU

Planeettojen etäisyydet voi laskea, koska ne ovat Keplerin lakien mukaan suhteessa niiden mitattavissa oleviin kiertoaikoihin

AU mitattiin alun perin trigonometrisesti Venuksen ylikulun yhteydessä vuonna 1769

Nykyisin tarkin mittaus saadaan tutkasäteen käyttämästä ajasta

Tutkamittauksia voidaan tehdä aina 50 AU etäisyyteen

1AU=149 597 870 km

Trigonometrinen parallaksi

Läheisten tähtien paikka muuttuu hivenen eri vuodenaikoina koska Maa kiertää radallaan Aurinkoa

parallaksi.jpg (7677 tavu(a))

Tällaisen tähden etäisyys voidaan määrittää trigonometrisesti käyttäen perusjanana Maan ja Auringon välistä etäisyyttä = 1 AU

1 pc = 206 265 AU = 30,900,000,000,000 km

 =3.26 valovuotta

Lähimmät tähdet

Trigonometrisella parallaksilla ja dynaamisella parallaksilla voidaan määrätä läheisten tähtijoukkojen kuten Plejadien ja Hyadien etäisyydet

Parsek on etäisyys josta 1 AU:n jana näkyy kaarisekunnin kulmassa

Geometriset menetelmät toimivat aina 100 pc:n asti

Etäisyydet Linnunradassa

Lähimmistä tähdistä voidaan määritellä niiden todellinen suuruusluokka M

Kääntäen tähden etäisyys saadaan vertaamalla näennäistä suuruusluokkaa m todelliseen M

Kaukaisten tähtijoukkojen M voidaan arvioida vertaamalla niiden HR-diagrammaa lähimpien tähtien vastaavaan

Menetelmää kutsutaan spektroskooppiseksi parallaksiksi

Spektroskooppisen parallaksin idea on, että tähdet joilla on samantyyppinen spektri ovat todellisuudessa yhtä kirkkaita

Menetelmä toimii 50 kpc etäisyyteen

Muuttuvat tähdet

Pääsarjavaiheen lopulla tähtien kirkkaus vaihtelee jaksollisesti

Jakso on sitä pidempi, mitä kirkkaampi tähti todellisuudessa on

Jakson pituudesta voi todellisen kirkkauden määrittää jos kirkkaus-periodi relaatio tunnetaan

Periodi-kirkkaus relaation avulla voidaan määrätä etäisyyksiä 40 Mpc:n

Hubble teleskooppi kymmenkertaisti etäisyyden 4 Mpc à 40 Mpc

Muuttuvia tähtiä on monenlaisia

RR-Lyrae tähdet

periodi alle päivän

Kirkkaus noin 50 kertaa Auringon kirkkaus

Kefeidit

Jakso päiviä tai viikkoja

Kefeidejä on kahta tyyppiä ja niillä on eri pituiset jaksot

Kefeidit

Henrietta Leavitt (1868-1921) mittasi Magellanin pilvien etäisyyden kefeidien periodi - kirkkaus relaation avulla

Mitä kirkkaampi kefeidi sen pidempi jakso

Muiden galaksien etäisyyden määrityksessä kefeidit aiheuttivat ongelmia

M 31:n etäisyydeksi saatiin 600 000 vv

Linnunrata oli valtavan suuri muihin galakseihin verrattuna

alkuräjähdysteorian mukaan maapallo oli vanhempi kuin koko maailmankaikkeus

Tyypin II kefeidit

Walter Bade huomasi 1952, että kefeidejä oli kahta tyyppiä

Tyypin II kefeidit ovat W-Virginis muuttujia, joiden periodi – kirkkausrelaatio on erilainen

Linnunradassa havaitut Kefeidit olivat nuoria populaatio I:n tähtiä

Galakseissa havaitut kefeidit ovat tyyppiä II ja kuuluivat vanhoihin populaatio II tyypin tähtiin, joita havaitaan galaksien laidoilla, halossa ja pallomaisissa joukoissa. Näin ekstragalaktisten kohteiden etäisyysmittaukset kasvoivat kaksinkertaisiksi

Galaksien kirkkaus

Läheisten galaksien etäisyyksien avulla voidaan kalibroida useiden kohteiden todellinen kirkkaus

H II alueet

pallomaiset tähtijoukot

galaksien ytimet

supernovat

erityyppiset galaksit

Galaksien etäisyyksiä voidaan mitata ilman Hubblen lakia aina 500 Mpc etäisyyteen

paluu