Mustand:Kosmiliste kauguse redel
Kosmiliste kauguste redel on taevakehade kauguste määramismeetodite järjestatud kogum. Kauguse otsene mõõtmine on võimalik ainult Maale "piisavalt lähedal" (kuni umbes tuhat parsekit) olevate objektide puhul. Kaugemate objektide kauguste määramiseks kasutatavad tehnikad põhinevad kõik lähedal ja kaugel toimivate meetodite omavahelisel korreleerimisel. Mitmed meetodid kasutavad standardküünalt, ehk astronoomilist objekti, millel heledus on teada.
Redeli analoogia tuleneb sellest, et ühegi meetodiga ei saa mõõta kaugusi kõigis astronoomias ette tulevates kaugusvahemikes. Selle asemel võimaldab üks meetod mõõta väikeseid kaugusi, teine mõõta vahepealseid kaugusi jne. Redeli igal pulk sisaldab teavet, mida saab kasutada kauguste määramiseks järgmisel pulgal.
Otsemõõtmised
Redeli kõige esimeseks pulgaks on kõige põhimisemad kauguse mõõtmise meetodid, mille käigus kaugused määratakse otse, ilma füüsikaliste eeldusteta kõnealuse objekti olemuse kohta. Tähtede positsioonide täpse mõõtmisega tegeleb astromeetria.
Astronoomiline ühik
Kauguste otsestel mõõtmistel kasutatav kaugusühik ehk astronoomiline ühik (aü) on defineeritud kui keskmine kaugus Maa ja Päikese vahel. Kepleri seadused annavad ümber Päikese tiirlevate objektide orbiitide suuruste täpsed suhtarvud, kuid ei ütle midagi Päikesesüsteemi üldise skaala kohta. Maa ja mõne teise taevakeha vahelise kauguse mõõtmiseks kasutatakse radarit. Selle kauguse ja kahe orbiidi suuruse suhtarvu põhjal arvutatakse Maa orbiidi suurus. Maa orbiit on teada mõne meetrise absoluutse täpsusega ehk suhtelise täpsusega mõni osa 100 miljardi kohta ( Mall:Val ).
Ajalooliselt olid aü defineerimisel üliolulised Veenuse üleminekute vaatlused, 20. sajandi esimesel poolel ka asteroidide vaatlused. Praegu määratakse Maa orbiit suure täpsusega Veenuse ja teiste lähedalasuvate planeetide ning asteroidide kauguste radarimõõtmiste abil [2] ning jälgides planeetidevahelisi kosmoseaparaate nende trajektooridel läbi Päikesesüsteemi .
Parallaks
Kõige tähtsam otsene kauguse mõõtmise meetod põhineb trigonomeetrilisel parallaksil. Maa liikumisel ümber Päikese näib lähedalasuvate tähtede asukoht kaugemate tähtede taustal veidi nihkuvat. Selle nihke nurk on nurk võrdhaarses kolmnurgas, kus 2 aü (kaugus Maa orbiidi äärmiste positsioonide vahel) moodustab kolmnurga aluse ja kaheks võrdseks haaraks on kaugused täheni. Nihke suurus on isegi lähimate tähtede puhul üsna väike, 1 parseki (3,26 valgusaastat) kaugusel asuva objekti puhul on see nurk 1 kaaresekund ning kauguse suurenedes suureneb nurk üha vähem. Astronoomid väljendavad kaugusi tavaliselt parsekites (parallaksi kaaresekundites); valgusaastaid kasutatakse populaarteaduslikus kirjanduses.
Kuna parallaks suureneb tähtede suurema kauguse korral aeglasemalt, saab parallaksi abil kaugusi mõõta ainult piisavalt lähedaste tähtede puhul, mille parallaks on mõõtmistäpsusest paar korda suurem . Näiteks 1990. aastatel mõõtis Hipparcose missioon enam kui saja tuhande tähe parallaksi umbes millikaaresekundi täpsusega[3], mille abil sai arvutada kuni mõnesaja parseki kaugusel asuvate tähtede kaugused. Hubble'i kosmoseteleskoobi instrument WFC3 suudab parallaksi mõõta täpsusega 20–40 mikrokaaresekundit ja see võimaldab arvutada väikese arvu tähtede puhul usaldusväärseid kaugusi kuni 5 000 parseki (16 000 valgusaasta) kauguseni. [4] [5] Gaia kosmosemissiooni tulemusel saade sarnase täpsusega kaugus enamiku tähtede jaoks, mis olid heledamad kui 15. tähesuurus.
Tähtede liikumine Päikese suhtes põhjustab omaliikumise (risti üle taeva) ja radiaalliikumise (liikumine Päikese poole või eemale). Esimene määratakse tähtede asukoha vaatlemise abil paljude aastate jooksul, teine aga Doppleri efekti poolt põhjustatud spektrijoonte nihke abil. Sama spektriklassi ja sarnase heledusvahemikuga tähtede rühma jaoks saab keskmise parallaksi tuletada omaliikumiste ja radiaalkiiruste vaheliste suhete statistilise analüüsi põhjal. See statistilise parallaksi meetod on kasulik kauguste mõõtmisel heledate üle 50 parseki kaugusel asuvate tähtede ning muutlike hiidtähtede tähtede, nagu tsefeidide ja RR Lyrae tüüpi muutlike tähtede, puhul. [6]
Päikese liikumine oma galaktilisel orbiidil annab pikema baasi, mis võimaldab ka suuremat täpsust. Seda parallaksi nimetatakse sekulaarseks parallaksiks . Linnutee ketta tähtede puhul on see baas keskmiselt 4 aü aastas, halos asuvate tähtede puhul aga 40 aü aastas. Kui mõõtmiste vahe on mitme aastakümne pikkune, võib baas olla aastaparallaksi puhul kasutatavast Maa-Päikese baasist mitu suurusjärku suurem. Sekulaarne parallaks toob aga kaasa ka suurema määramatuse, sest vaadeldud tähtede suhteline kiirus on üks täiendav tundmatu suurus. Kui sekulaarset parallaksi kasutada paljudest tähtedest koosnevatel valimitel, saab määramatust vähendada; määramatus on pöördvõrdeline valimi suuruse ruutjuurega . [9]
Liikuva parve parallaks on tehnika, mille abil saab lähedalasuvas täheparves asuvate üksikute tähtede liikumise kaudu arvutada parve kauguse. Ainult hajusparved on selle meetodi jaoks piisavalt lähedal. Ajalooliselt oli kauguste redeli arengus oluliseks sammuks sel meetodil leitud kaugus Hüaadide hajusparveni.
Teatud asjaoludel saab veel mõnede objektide kaugusi otse mõõta. Kui gaasipilve, näiteks supernoova jäänuki või planetaarse udukogu, paisumist saab ajas jälgida, siis on võimalik hinnata selle pilve kaugust paisumisparallaksi abil. Selle meetodi puhul põhjustab aga ebatäpsust objekti kuju erinevus sfäärist. Nii visuaalsete kui ka spektroskoopiliste kaksiktähtede kaugust saab sarnaselt hinnata, ning ülaltoodud erinevus sfäärilisusest siin ebatäpsust ei põhjusta. Nende meetodite ühine omadus on see, et lisaks nurkliikumisele mõõdetakse absoluutkiirust (tavaliselt saadakse see Doppleri efekti kaudu). Seejärel arvutatakse, kui kaugel peab objekt olema, et mõõdetud absoluutkiirus ilmneks vaadeldava nurkliikumisena.
Eelkõige just paisumisparallaksid võivad anda otseseid kaugushinnanguid väga kaugete objektide jaoks, sest supernoovajäänukite paisumiskiirused ja mõõtmed (võrreldes tähtedega) on suured. Lisaks saab neid jälgida raadiointerferomeetritega, mis suudavad mõõta väga väikesi nurkliikumisi. Interferomeetritega mõõdetud paisumisparrallaksid annavad otseseid kaugushinnanguid supernoovadele teistes galaktikates. [10] Need hinnangud on teadusele väga väärtuslikud, kuid üsna haruldased. Seega kujutavad nad endast olulist pulka kauguste redelil, kuid mitte niivõrd olulist meetodit tehtava töö hulga mõttes.
Standardküünlad
Peaaegu kõigi kaugusindikaatoritena kasutatavate astronoomiliste objektide absoluutne heledus on teada. Võrreldes seda teadaolevat absoluutset heledust objekti näiva heledusega ning arvestades, et objekti näiv heledus on pöördvõrdeline objekti kauguse ruuduga, saabki arvutada selle kauguse. Neid teadaoleva heledusega objekte nimetatakse standardküünaldeks. Selle termini lõi Henrietta Swan Leavitt . [11]
Objekti heledust saab väljendada selle absoluutse heleduse (objekti heledus 10 parseki kauguselt vaadatuna) abil. Näiva heleduse ehk vaatleja poolt (bolomeetri nimelise instrumendi abil) vaadeldava heleduse abil saab arvutada kaugus d objektist parsekides [12] järgmiselt:ehkkus m on nähtav heledus ja M on absoluutne heledus. Kauguse täpseks arvutamiseks peavad mõlemad suurused olema samas sagedusalas ja radiaalsuunas liikumist ei tohi olla. Vaja on korrigeerida tähtedevahelise ekstinktsiooni korrigeerimiseks, mis muudab objektid ka tuhmimaks ja punasemaks, eriti kui objekt asub tolmuses või gaasilises piirkonnas. [13] Objekti absoluutse ja näiva suuruse erinevust nimetatakse selle kaugusmooduliks ja astronoomilised, eriti galaktikavälised, kaugused on mõnikord tabelites niimoodi ära toodud.
Probleemid
Iga standardküünalde klassi puhul esineb kaks probleemi. Peamine probleem on kalibreerimine, see tähendab küünla absoluutsuuruse täpset määramist. Standardküünlana kasutatavate objektide klass on vaja defineerida piisavalt hästi, et liikmeid saaks mitteliikmetest eristada, ning samas on tarvis leida piisavalt hästi teadaolevate kaugustega klassi liikmeid, et saaks nende absoluutset heledust piisava täpsusega määrata. Teine probleem seisneb klassi liikmete äratundmises, et standardküünalt mitte ekslikult kalibreerida objektil, mis klassi ei kuulu. Väga suurtel kaugustel, kus kaugusindikaatorit ka kõige rohkem vaja läheb, võib see tuvastamisprobleem olla üsna tõsine.
Standardküünalde puhul kerkib tihti esile küsimus, et kui standardsed need tegelikult ikkagi on. Näiteks näivad kõik vaatlused viitavat sellele, et teadaoleva vahemaaga Ia tüüpi supernoovadel on sama heledus (korrigeeritud valguskõvera kuju järgi). Põhjusi, miks see heledus on alati sama, käsitletakse allpool. Siiski on olemas võimalus, et kaugetel Ia tüüpi supernoovadel on erinevad omadused kui läheduses asuvatel Ia tüüpi supernoovadel. Ia tüüpi supernoovade kasutamine on õige kosmoloogilise mudeli määramisel ülioluline. Kui tõepoolest on väga kaugel asuvate Ia tüüpi supernoovade omadused erinevad, st kui nende kalibreeritust ei saa ekstrapoleerida suvalistele kaugustele, võib selle tõiga ignoreerimine kosmoloogiliste parameetrite, eelkõige ainetiheduse parameetri, määramist ohtlikult kallutada. [14]
Ajalugu näitab, et see ei ole pelgalt filosoofiline küsimus. 1950. aastatel avastas Walter Baade, et standardküünla kalibreerimiseks kasutatud lähedalasuvad tsefeiidid olid teist tüüpi kui need, mida kasutati galaktikate kauguste mõõtmiseks. Lähedal asuvad tsefeiidid olid I populatsiooni tähed, mille metallisisaldus oli palju suurem kui kaugetel II populatsiooni tähtedel. Seetõttu olid II populatsiooni tähed arvatust tegelikult palju heledamad ja seda parandust arvesse võttes saadi kerasparvede, lähedalasuvate galaktikate kauguseks ja Linnutee läbimõõduks varasemast kaks korda suurem tulemus.