Scala di distanza cosmica

Misure dirette

Unità astronomica

L'unità astronomica è la distanza media della Terra dal Sole. Questo lo sappiamo abbastanza accuratamente. Le leggi di Keplero dicono i rapporti delle distanze dei pianeti, e il radar dice la distanza assoluta dei pianeti interni e dei satelliti artificiali in orbita attorno ad essi.

Parallax

La parallasse è l'uso della trigonometria per scoprire le distanze degli oggetti vicini al sistema solare.

Mentre la Terra orbita intorno al Sole, la posizione delle stelle vicine apparirà leggermente spostata rispetto allo sfondo più lontano. Questi spostamenti sono angoli in un triangolo rettangolo, con 2 AU che fanno la gamba corta del triangolo e la distanza dalla stella che è la gamba lunga. La quantità di spostamento è abbastanza piccola, misurando 1 arcsecondo per un oggetto ad una distanza di 1 parsec (3,26 anni luce)

Questo metodo funziona per distanze fino a qualche centinaio di parsec.

Candele standard

Gli oggetti di luminosità nota sono chiamati candele standard. La maggior parte degli indicatori fisici di distanza sono candele standard. Si tratta di oggetti che appartengono a una classe che ha una luminosità nota. Confrontando la luminosità conosciuta di quest'ultimo con la sua luminosità osservata, la distanza dell'oggetto può essere calcolata utilizzando la legge dell'inverso del quadrato.

In astronomia, la luminosità di un oggetto è data in termini di magnitudine assoluta. Questa quantità deriva dal logaritmo della sua luminosità vista da una distanza di 10 parsec. La magnitudine apparente è la magnitudine vista dall'osservatore. Può essere usata per determinare la distanza D dell'oggetto in kiloparsec (kiloparsec = 1.000 parsec) come segue:

5 ⋅ log 10 D k p c = m - M - 10 , {displaystyle {begin{smallmatrix}5\cdot \log _{10}{frac {D}{mathrm {kpc} M - M - 10,\fine{smallmatrix}}}

dove m la magnitudine apparente e M la magnitudine assoluta. Perché questo sia accurato, entrambe le magnitudini devono essere nella stessa banda di frequenza e non ci può essere alcun movimento relativo in direzione radiale.

Sono necessari anche alcuni mezzi per contabilizzare l'estinzione interstellare, che fa apparire gli oggetti più deboli e più rossi. La differenza tra le magnitudini assolute e quelle apparenti è chiamata modulo di distanza, e le distanze astronomiche, specialmente quelle intergalattiche, sono talvolta tabulate in questo modo.

Problemi

Esistono due problemi per qualsiasi classe di candele standard. Il principale è la calibrazione, scoprire esattamente qual è la magnitudine assoluta della candela.

Il secondo sta nel riconoscere i membri della classe. La calibrazione standard a candela non funziona se l'oggetto non appartiene alla classe. A distanze estreme, che è dove si desidera maggiormente utilizzare un indicatore di distanza, questo problema di riconoscimento può essere abbastanza serio.

Un problema significativo con le candele standard è la questione di quanto siano standard. Per esempio, tutte le osservazioni sembrano indicare che le supernovae di tipo Ia che sono di distanza nota hanno la stessa luminosità, ma è possibile che le supernovae di tipo Ia lontane abbiano proprietà diverse dalle supernovae di tipo Ia vicine.

Indicatori di distanza galattica

Con poche eccezioni, le distanze basate su misure dirette sono disponibili solo fino a circa mille parsec, che è una porzione modesta della nostra Galassia. Per distanze superiori, le misure dipendono da presupposti fisici, cioè l'affermazione che si riconosce l'oggetto in questione, e la classe di oggetti è abbastanza omogenea che i suoi membri possono essere utilizzati per una stima significativa della distanza.

Gli indicatori di distanza fisica, utilizzati su scale di distanza progressivamente più grandi, includono:

• Binarie eclissanti - Nell'ultimo decennio, la misurazione delle binarie eclissanti offre un modo per misurare la distanza delle galassie. Precisione al 5% fino a una distanza di circa 3 milioni di parsec.
• Le variabili RR Lyrae - sono stelle variabili periodiche, che si trovano comunemente negli ammassi globulari, e spesso usate come candele standard per misurare le distanze galattiche. Queste giganti rosse sono utilizzate per misurare le distanze all'interno della galassia e negli ammassi globulari vicini.
• Nell'astronomia galattica, i burst di raggi X (lampi termonucleari sulla superficie di una stella di neutroni) sono usati come candele standard. Le osservazioni dei burst di raggi X a volte mostrano spettri di raggi X che indicano l'espansione del raggio. Pertanto, il flusso di raggi X al picco del burst dovrebbe corrispondere alla luminosità di Eddington, che può essere calcolata una volta che la massa della stella di neutroni è nota (1,5 masse solari è un'ipotesi comunemente usata).
• Variabili cefeidi e novae
• Le Cefeidi sono una classe di stelle variabili molto luminose. La forte relazione diretta tra la luminosità di una variabile Cefeide e il periodo di pulsazione, assicura alle Cefeidi il loro status di importanti candele standard per stabilire le scale di distanza galattiche ed extragalattiche.
• Le novae hanno qualche promessa per l'uso come candele standard. Per esempio, la distribuzione della loro magnitudine assoluta è bimodale, con un picco principale a magnitudine -8,8, e uno minore a -7,5. Le novae hanno anche approssimativamente la stessa magnitudine assoluta 15 giorni dopo il loro picco (-5,5). Questo metodo è accurato quanto quello delle stelle variabili Cefeidi.

• Nane bianche. Poiché le stelle nane bianche che diventano supernovae hanno una massa uniforme, le supernovae di tipo Ia producono una luminosità di picco costante. La stabilità di questo valore permette a queste esplosioni di essere usate come candele standard per misurare la distanza delle galassie che le ospitano, perché la magnitudine visiva delle supernovae dipende principalmente dalla distanza.
• Redshift e legge di Hubble Usando la legge di Hubble, che mette in relazione il redshift con la distanza, si può stimare la distanza di una particolare galassia.

Montaggio in sequenza principale

In un diagramma di Hertzsprung-Russell la magnitudine assoluta di un gruppo di stelle è tracciata contro la classificazione spettrale delle stelle. Si trovano dei modelli evolutivi che si riferiscono alla massa, all'età e alla composizione della stella. In particolare, durante il loro periodo di combustione dell'idrogeno, le stelle si trovano lungo una curva del diagramma chiamata sequenza principale.

Misurando le proprietà dallo spettro di una stella, si può trovare la posizione di una stella di sequenza principale sul diagramma H-R. Da questo si stima la magnitudine assoluta della stella. Un confronto di questo valore con la magnitudine apparente permette di determinare la distanza approssimativa, dopo aver corretto l'estinzione interstellare della luminosità a causa di gas e polvere.

In un ammasso stellare legato gravitazionalmente come le Iadi, le stelle si sono formate approssimativamente alla stessa età e si trovano alla stessa distanza. Questo permette un adattamento relativamente accurato della sequenza principale, fornendo sia l'età che la determinazione della distanza.

Questa non è una lista completa di metodi, ma mostra i modi in cui gli astronomi stimano la distanza degli oggetti astronomici.

Nova Eridani 2009 (magnitudine apparente ~8,4) durante una luna piena