Μέθοδοι μέτρησης αποστάσεων

[paranoia]

Καλησπέρα,

Θα ήθελα να παραθέσω κάποιες ερωτήσεις που μου δημιουργήθηκαν διαβάζοντας σχετικά με τις μεθόδους μέτρησης αποστάσεων ουράνιων αντικειμένων.

Ξέρουμε ότι κάποιες απο τις μεθόδους είναι η μέθοδος της παράλλαξης, οι κηφείδες, μεθόδος supernova, μέθοδος Hubble, μέθοδος ταύτησης κύριων ακολουθιών κ.α. Διαβάζοντας το παρακάτω για να κατατοπιστώ μπερδεύτηκα σε συγκεκριμένα σημεία.

http://astronomia.org.gr/distEAE.pdf

 

1) Ξέρω οτι την παράλλαξη τη χρησιμοποιώ για κοντινά αντικείμενα μέσα στο γαλαξία όμως σχετικά τις άλλες μεθόδους πως καταλαβαίνουμε ποια θα χρησιμοποιήσουμε;

2) Στη μέθοδο των κηφειδων μετράμε κατα κύριο λόγο την περίοδο των μεταβλητών αστέρων .Πως όμως απο αυτή βρίσκουμε αποστάσεις άλλων αντικειμένων;

3) Τι συνδιασμοί μεθόδων γίνονται και πότε;

 

Ευχαριστώ πολύ! Οποιαδήποτε βοήθεια θα είναι χρήσιμη!

[nicktremoulis]

ως ο συγγραφέας εκείνου του άρθρου και

με αφορμή τις εξαιρετικές ερωτήσεις σου μπορώ να συμπληρώσω:

 

Για τη 1η ερώτηση: εξαντλούμε όλες τις μεθόδους που μπορούμε. Αν ο στόχος παρουσιάζει παράλλαξη πάνω στη φωτογραφική πλάκα, χρησιμοποιούμε την παράλλαξη. Αν βρούμε έναν Κηφείδη τον χρησιμοποιούμε. Αν δε βρούμε, στήνουμε ένα πρόγραμμα ανίχνευσης Υπερκαινοφανών στο γαλαξία που μας ενδιαφέρει. Αν δεν είμαστε τυχεροί, χρησιμοποιούμε την ερυθρή μετατόπιση.

 

Δεν αρκούμαστε σε μια μέτρηση με μια μόνο μέθοδο. Εξάλλου αν είμαστε τυχεροί και μπορούμε να μετρήσουμε με πολλές μεθόδους, βελτιώνουμε και τις τεχνικές και τις θεωρίες μας.

 

Πάντως φαντάσου την έκπληξη των αστρονόμων όταν στα 1920, με τις «νέες» μεθόδους τότε, άρχισαν να μετράνε αποστάσεις που προφανώς ξεπερνούσαν τα όρια του γαλαξία μας! Τι να συμπέραιναν; Ότι έκαναν λάθος υπολογισμούς, ότι υπήρχαν άστρα έξω από το γαλαξία μας και που; Ότι υπήρχαν και άλλοι γαλαξίες;

 

Για τη 2η ερώτηση: έστω μια λάμπα 100 βατ σε 10 μέτρα από τον παρατηρητή και μια δεύτερη λάμπα 100 βατ σε 110 μέτρα από τον παρατηρητή. Ο παρατηρητής μετράει διαφορετική φωτεινότητα για κάθε λάμπα, αφού η φωτεινή ένταση μειώνεται με το τετράγωνο της απόστασης (η δεύτερη λάμπα φαίνεται 100^2, 10.000 φορές αμυδρότερη από την πρώτη. Αν ο παρατηρητής αγνοεί την απόσταση της δεύτερης λάμπας αλλά γνωρίζει (με κάποιο άλλο τρόπο) την πραγματική ισχύ (100 βατ) μπορεί από τη διαφορά φαινόμενης λαμπρότητας να υπολογίσει την απόσταση!

 

Έστω τώρα ένας μακρινός κηφείδης. Θέλεις να μετρήσεις τη λαμπρότητα και την περίοδο. Ποια από τις δυο μετρήσεις περιέχει μικρότερο λάθος; Προφανώς η μέτρηση της περιόδου! (γιαυτό χρωστάμε ευχαριστίες στην Η.Leavitt που ανακάλυψε τη σχέση περιόδου λαμπρότητας). Δηλαδή η Leavitt παρατήρησε ότι αν ξέρεις την περίοδο μεταβολής λαμπρότητας του Κηφείδη, τότε μπορείς να βρεις από τον πίνακά της, τόσο τη μέγιστη λαμπρότητα όσο και τη στιγμή που θα φτάσει τη μέγιστη λαμπρότητα. Εκείνη τη στιγμή μετράς τη φαινόμενη λαμπρότητα και από τη διαφορά υπολογίζεις την απόσταση.

 

Μετράς έτσι αρκετούς Κηφείδες κάποιου μακρινού γαλαξία και υπολογίζεις την απόσταση εκείνου του γαλαξία.

 

Για την 3η ερώτηση: στην τελευταία σελίδα ΣΥΓΚΡΙΤΙΚΟΣ ΠΙΝΑΚΑΣ ΜΕ ΤΟ ΒΕΛΗΝΕΚΕΣ& ...φαίνεται ποιες μέθοδοι χρησιμοποιούνται για διαφορετικές αποστάσεις (οι αποστάσεις τρέχουν στον οριζόντιο άξονα σε δυνάμεις του 10 μετρημένες σε παρσέκ) και επίσης φαίνεται ποιες μέθοδοι χρησιμοποιούνται μαζί με άλλες και σε ποιες κλίμακες αποστάσεων.

 

Πάντως επειδή η κάθε μέθοδος έχει τα δικά της προβλήματα και σφάλματα, όπως αναφέρθηκε είναι απαραίτητη η βοήθεια μιας άλλης μεθόδου για να επιβεβαιώσουμε την απόσταση.

 

Ειδικά η μέθοδος των Κηφείδων αποδίδει ακριβέστερα αποτελέσματα και έτσι χρησιμοποιείται σε συνδυασμό με την προσαρμογή κύριας ακολουθίας, ή τη μέθοδο των κυανών υπεργιγάντων, ή τη μέθοδο των υπερκαινοφανών τύπου Ια ή και τη μετατόπιση Doppler για να βελτιώσουμε τις τεχνικές και την κατανόηση των τελευταίων.

 

Επίλογος

 

Η ESA εκτόξευσε το 1989 τη συσκευή «Ίπαρχος» που έχει ήδη μετρήσει με τριγωνομετρική παράλλαξη πάνω από 10.000 άστρα σε αποστάσεις έως 300 έτη φωτός. Προφανώς δε μπορούμε έτσι να μετρήσουμε τα άστρα στα άκρα του γαλαξία μας που έχει διάμετρο 100.000 έτη φωτός.

 

Ήδη από το 1920 ο Edwin Hubble μετρώντας αποστάσεις Κηφείδων συνειδητοποίησε ότι πολλοί από αυτούς βρίσκονταν πολύ μακρύτερα από τα σύνορα του γαλαξία μας άρα σε άλλους γαλαξίες! Μάλιστα χρησιμοποιώντας παράλληλα τη μέθοδο της ερυθρής μετατόπισης κατανόησε ότι όσο μακρύτερα βρίσκονταν οι γαλαξίες τόσο ταχύτερα απομακρύνονταν (εξ ου και ο νόμος του Hubble). Ο νόμος του Hubble βοηθάει γιατί αν μετρήσεις την ερυθρή μετατόπιση ενός γαλαξία τότε ξέρεις πόσο γρήγορα απομακρύνεται και πολλαπλασιάζοντας επί μια εμπειρική σταθερά (που ονομάζεται σταθερά του Hubble) βρίσκεις την απόσταση. Αυτή η μέθοδος είναι η μόνη που μπορεί να χρησιμοποιηθεί σε πολύ μεγάλες αποστάσεις.

 

Σημείωση: η ερυθρή μετατόπιση γαλαξιών (ή κβάζαρ) εξαιτίας της απομάκρυνσής τους δεν πρέπει να συγχέεται με την κοσμολογική ερυθρή μετατόπιση που οφείλεται στη διαστολή του σύμπαντος.

 

Το διαστημικό τηλεσκόπιο Hubble (σε τροχιά από το 1990) καταγράφει (μεταξύ άλλων) Κηφείδες σε μακρινούς γαλαξίες για να μετρήσουμε την απόστασή τους. Επίσης καταγράφει Υπερκαινοφανείς τύπου Ια για τον ίδιο σκοπό. Επειδή οι Υπερκαινοφανείς έχουν μεγαλύτερη λαμπρότητα από τους Κηφείδες μπορούν να ανιχνευθούν σε μεγαλύτερες αποστάσεις. Όμως είναι πιο σπάνιοι από τους Κηφείδες και ουσιαστικά χρησιμοποιούνται (αν κατά τύχη ανιχνευθούν) για τη διόρθωση (calibration) του νόμου του Hubble, τη βελτίωση των θεωριών για τη φύση των Υπερκαινοφανών και των γαλαξιών που τους φιλοξενούν καθώς και τη διόρθωση της κοσμολογικής ερυθρής μετατόπισης.

 

Υστερόγραφο δείτε το ως homework.

είναι ενδιαφέρον να φανταστείτε, (αναρωτηθείτε, ψάξετε στο δίκτυο)

πως μετρήθηκε η απόσταση των πιο κοντινων γειτόνων μας (Μαγγελανικά νέφη, γαλ.Ανδρομέδας),

των πιο μακρινών γειτόνων στο σμήνος της Παρθένου,

πως μετρήθηκαν οι αποστάσεις των άλλων σμηνών,

ποια είναι η τρέχουσα τιμή για την κοσμολογική ερυθρή μετατόπιση και

ποιο είναι το πιο απομακρυσμένο αντικείμενο που παρατηρούμε.