Escada de distância cósmica

Unidade Astronômica

A unidade astronômica é a distância média (média) da Terra em relação ao Sol. Isto nós sabemos com bastante precisão. As Leis de Kepler dizem as proporções das distâncias dos planetas, e o radar diz a distância absoluta aos planetas internos e satélites artificiais em órbita ao redor deles.

Parallax

Parallax é o uso da trigonometria para descobrir as distâncias dos objetos próximos ao sistema solar.

medida que a Terra orbita em torno do Sol, a posição das estrelas próximas parecerá se deslocar ligeiramente em relação ao fundo mais distante. Estes deslocamentos são ângulos em um triângulo direito, com 2 AU fazendo a perna curta do triângulo e a distância até a estrela sendo a perna longa. A quantidade de deslocamento é bastante pequena, medindo 1 arcsegundo para um objeto a uma distância de 1 parsec (3,26 anos-luz).

Este método funciona para distâncias de até algumas centenas de parsecs.

Objetos de brilho conhecido são chamados de velas padrão. A maioria dos indicadores de distância física são velas padrão. Estes são objetos que pertencem a uma classe que tem um brilho conhecido. Comparando a luminosidade conhecida desta última com seu brilho observado, a distância ao objeto pode ser calculada usando a lei do quadrado inverso.

Em astronomia, o brilho de um objeto é dado em termos de sua magnitude absoluta. Esta quantidade é derivada do logaritmo de sua luminosidade, visto a partir de uma distância de 10 parsecs. A magnitude aparente é a magnitude vista pelo observador. Ela pode ser usada para determinar a distância D ao objeto em quiloparsecs (quiloparsec = 1.000 parsecs) da seguinte forma:

5 ⋅ log 10 D k p c = m - M - 10 , {\i1}displaystyle {\i1}begin{\i}5cdot {\i}log _{\i1}frac {\i}{\i1}mathrm {\i} M 10,end (Smallmatrix)

onde m a magnitude aparente e M a magnitude absoluta. Para que isto seja preciso, ambas as magnitudes devem estar na mesma faixa de freqüência e não pode haver movimento relativo na direção radial.

Alguns meios de contabilizar a extinção interestelar, que também faz os objetos parecerem mais fracos e vermelhos, também é necessário. A diferença entre as magnitudes absolutas e aparentes é chamada de módulo de distância, e as distâncias astronômicas, especialmente as intergalácticas, são às vezes tabuladas desta forma.

Problemas

Existem dois problemas para qualquer classe de vela padrão. O principal é a calibração, descobrindo exatamente qual é a magnitude absoluta da vela.

A segunda está no reconhecimento dos membros da classe. A calibração padrão da vela não funciona, a menos que o objeto pertença à classe. Em distâncias extremas, que é onde mais se deseja usar um indicador de distância, este problema de reconhecimento pode ser bastante sério.

Uma questão significativa com as velas padrão é a questão de quão padrão elas são. Por exemplo, todas as observações parecem indicar que as supernovas Tipo Ia que são de distância conhecida têm o mesmo brilho, mas é possível que as supernovas Tipo Ia distantes tenham propriedades diferentes das supernovas Tipo Ia próximas.

Com poucas exceções, as distâncias baseadas em medidas diretas estão disponíveis apenas até cerca de mil parsecs, o que é uma porção modesta de nossa própria Galáxia. Para distâncias além disso, as medidas dependem de suposições físicas, ou seja, a afirmação de que se reconhece o objeto em questão, e a classe de objetos é suficientemente homogênea para que seus membros possam ser usados para uma estimativa significativa da distância.

Os indicadores de distância física, utilizados em escalas de distância progressivamente maiores, incluem:

• Eclipsing binaries - Na última década, a medição de eclipsing binaries oferece uma maneira de medir a distância a galáxias. Precisão no nível de 5% até uma distância de cerca de 3 milhões de parsecs.
• RR Lyrae variáveis - são estrelas variáveis periódicas, comumente encontradas em aglomerados globulares, e freqüentemente usadas como velas padrão para medir distâncias galácticas. Estas gigantes vermelhas são usadas para medir distâncias dentro da galáxia e em aglomerados globulares próximos.
• Na astronomia galáctica, as explosões de raios X (flashes termonucleares na superfície de uma estrela de nêutrons) são usadas como velas padrão. Observações de rajadas de raios X às vezes mostram espectros de raios X indicando a expansão do raio. Portanto, o fluxo de raios X no pico da explosão deve corresponder à luminosidade de Eddington, que pode ser calculada uma vez que a massa da estrela de nêutrons é conhecida (1,5 massas solares é uma suposição comumente usada).
• Variáveis e novae do Cepheid
• Os cefeitos são uma classe de estrelas variáveis muito luminosas. A forte relação direta entre a luminosidade de uma variável Cepheid e o período de pulsação, assegura aos Cepheids seu status como importantes velas padrão para estabelecer as escalas de distância galácticas e extragalácticas.
• A Novae tem algumas promessas para uso como velas padrão. Por exemplo, a distribuição de sua magnitude absoluta é bimodal, com um pico principal em magnitude -8,8, e um menor em -7,5. As Novae também têm aproximadamente a mesma magnitude absoluta 15 dias após seu pico (-5,5). Este método é quase tão preciso quanto o método das estrelas variáveis do Cepheid.

• Anãs brancas. Como as estrelas anãs brancas que se tornam supernovas têm uma massa uniforme, as supernovas tipo Ia produzem uma luminosidade de pico consistente. A estabilidade deste valor permite que estas explosões sejam usadas como velas padrão para medir a distância até suas galáxias hospedeiras, porque a magnitude visual das supernovas depende principalmente da distância.
• Redshifts e a Lei de Hubble Usando a lei de Hubble, que relaciona redshift à distância, é possível estimar a distância de qualquer galáxia em particular.

Ajuste da seqüência principal

Em um diagrama Hertzsprung-Russell, a magnitude absoluta para um grupo de estrelas é traçada contra a classificação espectral das estrelas. São encontrados padrões evolutivos relacionados com a massa, idade e composição da estrela. Em particular, durante seu período de queima de hidrogênio, as estrelas se encontram ao longo de uma curva no diagrama chamada seqüência principal.

Medindo as propriedades do espectro de uma estrela, é possível encontrar a posição de uma estrela de seqüência principal no diagrama H-R. A partir disto, a magnitude absoluta da estrela é estimada. Uma comparação deste valor com a magnitude aparente permite determinar a distância aproximada, após a correção da extinção interestelar da luminosidade por causa de gás e poeira.

Em um aglomerado de estrelas ligadas gravitacionalmente, como os Hyades, as estrelas se formam aproximadamente com a mesma idade e se encontram à mesma distância. Isto permite um encaixe relativamente preciso da seqüência principal, fornecendo tanto a determinação da idade quanto da distância.

Esta não é uma lista completa de métodos, mas mostra as maneiras pelas quais os astrônomos estimam a distância dos objetos astronômicos.