Kosmisk afstandsstige

Direkte foranstaltninger

Astronomisk enhed

Den astronomiske enhed er den gennemsnitlige afstand mellem Jorden og Solen. Det ved vi ret nøjagtigt. Keplers love angiver forholdet mellem planeternes afstande, og radaren angiver den absolutte afstand til de indre planeter og kunstige satellitter i kredsløb omkring dem.

Parallaks

Parallakse er brugen af trigonometri til at bestemme afstanden mellem objekter i nærheden af solsystemet.

Når Jorden kredser om Solen, vil de nærliggende stjerner synes at forskyde sig lidt i forhold til den fjernere baggrund. Disse forskydninger er vinkler i en retvinklet trekant, hvor 2 AU udgør det korte ben i trekanten og afstanden til stjernen det lange ben. Forskydningen er ganske lille og måler 1 buesekund for et objekt i en afstand på 1 parsec (3,26 lysår).

Denne metode fungerer for afstande på op til nogle få hundrede parsec.

Standardlys

Objekter med kendt lysstyrke kaldes standardlys. De fleste fysiske afstandsindikatorer er standardlys. Det er objekter, der tilhører en klasse, som har en kendt lysstyrke. Ved at sammenligne den kendte lysstyrke med den observerede lysstyrke kan afstanden til objektet beregnes ved hjælp af den omvendt kvadratiske lov.

I astronomi angives et objekts lysstyrke i form af dets absolutte størrelsesgrad. Denne størrelse er afledt af logaritmen af dens lysstyrke set fra en afstand på 10 parsecs. Den tilsyneladende størrelsesorden er den størrelsesorden, som observatøren ser den. Den kan bruges til at bestemme afstanden D til objektet i kiloparsecs (kiloparsec = 1.000 parsecs) på følgende måde:

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}}}}

hvor m er den tilsyneladende størrelsesorden og M den absolutte størrelsesorden. For at dette er korrekt, skal begge størrelser være i det samme frekvensbånd, og der må ikke være nogen relativ bevægelse i radial retning.

Der er også behov for en metode til at tage højde for interstellar udtynding, som også får objekter til at fremstå svagere og mere røde. Forskellen mellem absolutte og tilsyneladende størrelser kaldes afstandsmodulet, og astronomiske afstande, især intergalaktiske, opgøres undertiden på denne måde.

Problemer

Der er to problemer for enhver klasse af standardlys. Det vigtigste problem er kalibrering, dvs. at finde ud af, hvad lysets absolutte størrelse er.

Den anden er at genkende medlemmerne af klassen. Standardlys kalibrering virker ikke, medmindre objektet tilhører klassen. Ved ekstreme afstande, som er der, hvor man mest ønsker at bruge en afstandsindikator, kan dette genkendelsesproblem være ret alvorligt.

Et vigtigt problem med standardlys er spørgsmålet om, hvor standard de er. For eksempel synes alle observationer at indikere, at Type Ia-supernovae, der er i kendt afstand, har samme lysstyrke, men det er muligt, at fjerne Type Ia-supernovae har andre egenskaber end nærliggende Type Ia-supernovae.

Galaktiske afstandsindikatorer

Med få undtagelser er afstandene baseret på direkte målinger kun tilgængelige op til omkring tusind parsec, hvilket er en beskeden del af vores egen galakse. For afstande ud over dette område afhænger målingerne af fysiske antagelser, dvs. at man antager, at man kan genkende det pågældende objekt, og at klassen af objekter er tilstrækkelig homogen til, at dens medlemmer kan bruges til en meningsfuld vurdering af afstanden.

Fysiske afstandsindikatorer, der anvendes på gradvis større afstandsskalaer, omfatter:

• Formørkede binære stjerner - I det sidste årti har målinger af formørkede binære stjerner givet mulighed for at måle afstanden til galakser. Nøjagtighed på 5%-niveau op til en afstand på ca. 3 millioner parsecs.
• RR Lyrae-variabler - er periodiske variable stjerner, der ofte findes i kuglehobe og ofte bruges som standardlys til at måle galaktiske afstande. Disse røde kæmpestjerner bruges til at måle afstandene i galaksen og i nærliggende kuglehobe.
• I galaktisk astronomi anvendes røntgenudbrud (termonukleare udbrud på overfladen af en neutronstjerne) som standardlys. Observationer af røntgenudbrud viser undertiden røntgenspektrer, der indikerer radiusudvidelse. Derfor bør røntgenfluxen på toppen af udbruddet svare til Eddington-luminositeten, som kan beregnes, når neutronstjernens masse er kendt (1,5 solmasser er en almindeligt anvendt antagelse).
• Kepheidvariable og novae
• Cepheider er en klasse af meget lysstærke variable stjerner. Den stærke direkte sammenhæng mellem en cepheids variabel stjernes lysstyrke og pulsationsperiode sikrer cepheiderne deres status som vigtige standardlys til at fastlægge galaktiske og ekstragalaktiske afstandsskalaer.
• Novae er lovende med hensyn til brug som standardlys. F.eks. er fordelingen af deres absolutte størrelse bimodal med en hovedtop ved -8,8 og en mindre ved -7,5. Novae har også nogenlunde samme absolutte magnitude 15 dage efter deres højdepunkt (-5,5). Denne metode er omtrent lige så nøjagtig som metoden med kepheidvariable stjerner.

• Hvide dværge. Da de hvide dværgstjerner, der bliver til supernovaer, har en ensartet masse, giver type Ia-supernovaer en ensartet maksimal lysstyrke. Stabiliteten af denne værdi gør det muligt at bruge disse eksplosioner som standardlys til at måle afstanden til deres værtsgalakser, fordi supernovaernes visuelle størrelse primært afhænger af afstanden.
• Redshifts og Hubbles lov Ved at bruge Hubbles lov, som relaterer rødforskydning til afstand, kan man estimere afstanden til en bestemt galakse.

Hovedfølge montering

I et Hertzsprung-Russell-diagram er den absolutte størrelsesgrad for en gruppe af stjerner plottet op mod stjernernes spektralklassifikation. Der findes udviklingsmønstre, der hænger sammen med stjernens masse, alder og sammensætning. Især ligger stjernerne i deres brintforbrændingsperiode langs en kurve i diagrammet, der kaldes hovedrækkefølgen.

Ved at måle egenskaberne i en stjernes spektrum kan man finde ud af, hvilken position en stjernes hovedrækkefølge har i H-R-diagrammet. Ud fra dette skønnes stjernens absolutte størrelsesorden. En sammenligning af denne værdi med den tilsyneladende størrelsesgrad gør det muligt at bestemme den omtrentlige afstand efter korrektion for interstellar udtværing af lysstyrken på grund af gas og støv.

I en gravitationsbundet stjernehob som Hyaderne er stjernerne dannet på nogenlunde samme alder og ligger i samme afstand fra hinanden. Dette gør det muligt at foretage en relativt nøjagtig tilpasning af hovedrækken, hvilket giver mulighed for at bestemme både alder og afstand.

Dette er ikke en komplet liste over metoder, men den viser, hvordan astronomer går til værks for at estimere afstanden til astronomiske objekter.

Nova Eridani 2009 (tilsyneladende størrelse ~8,4) under fuldmåne