Wyznaczanie odległości do obiektów średnich

Odległości do dalszych gwiazd wyznacza się innymi metodami niż paralaksa, która polega na precyzyjnym pomiarze odległości kątowej danej gwiazdy na nieboskłonie. Paralaksy obiektów dalekich są tak małe, że nie można ich zmierzyć.

Metody fotometryczne wyznaczania odległości

W przypadku wyznaczania odległości do obiektów w pobliskich galaktykach podstawowa metoda to obserwacja czegoś, czego teoretyczną jasność absolutną umiemy dobrze określić.
Nazywamy to metodą fotometryczną. Wtedy astronom porównuje teoretyczną jasność absolutną z jasnością obserwowaną. Do obserwacyjnych wzorców jasności zaliczamy:

- cefeidy,
- supernową Ia,
- trzecią od najjaśniejszej galaktykę w gromadzie.

Przykładowo gwiazdy zwane cefeidami regularnie zmieniają swoją jasność, przy czym okres tych zmian jest ściśle związany z ilością emitowanego przez nie światła zwaną jasnością absolutną. Cefeidy to gwiazdy zmienne pulsujące, których jasność zmienia się z okresem od 1 do 150 dni. Obserwując cefeidy w odległych galaktykach można wyznaczyć odległości tych galaktyk od Ziemi.



Do określania jasności obiektu używa się pojęcia jasności widomej  m = mo-2.5logF. Stosunek oświetleń od dwóch gwiazd, wyraża różnica ich jasności  widomych, którą przedstawiamy:

Wyznaczanie odległości do obiektów średnich - Astronomia, astro-czemierniki.pl


Określanie stosunku jasności gwiazd jest jedną ze standardowych czynności wykonywanych przez astronomów obserwatorów. W tym momencie możemy odpowiedzieć na pytanie, dlaczego ludzkość chce budować duże, coraz większe średnice lunet i teleskopów. Otóż dlatego, że ich głównym zadaniem jest zebranie jak największej ilości światła, a nie jak potocznie myślą amatorzy, największe powiększenie kątowe czy ekstra przybliżenie.  

Jeśli  Igr  oznacza minimalną wartość natężenia światła niezbędną do wywołania reakcji siatkówki ludzkiego oka, to oświetlenie od najsłabszych gwiazd widocznych gołym okiem można zapisać jako Fogr=Igr/So  , a  oświetlenie od najsłabszej gwiazdy widocznej przez szkło lornetki można zapisać jako Flgr=Igr/Sl.  W rezultacie otrzymujemy zależność:

Wyznaczanie odległości do obiektów średnich - Astronomia, astro-czemierniki.pl


Oto przyczyny budowania teleskopów o dużych średnicach luster. Obserwując niebo układem optycznym, który zbiera światło z powierzchni Sl  widzimy obiekty  Sl/So  razy słabsze od tych, jakie widzielibyśmy gołym okiem. Ta właściwość teleskopów jest szczególnie ważna w badaniach kosmologicznych. Zadaniem badań kosmologicznych jest opis zmian w budowie różnych składników Wszechświata, następujących z upływem czasu.  Kosmologowie są zainteresowani obserwowaniem obiektów jak najmłodszych czyli jak najodleglejszych. Ponieważ ze wzrostem odległości obniża się obserwowana jasność obiektów  potrzebne są teleskopy o jak największych powierzchniach luster .  

Podstawę dla fotometrycznych metod wyznaczania odległości do gwiazd lub innych obiektów astronomicznych stanowi zależność obserwowanego oświetlenia F, którego źródłem  jest gwiazda od mocy jej promieniowania L i odległości r: Jeśli założymy, że przestrzeń pomiędzy gwiazdami jest pusta, to uwzględniając pochłanianie światła przez atmosferę Ziemi zależność tą można zapisać w następującej postaci,

Wyznaczanie odległości do obiektów średnich - Astronomia, astro-czemierniki.pl


w której k jest stałą mniejszą od jedności zależną od wysokości gwiazdy ponad horyzontem. Otrzymana zależność wyraża wynik rozważań Newtona. Do wyznaczania odległości gwiazd wykorzystana będzie opisana wyżej metoda Newtona, której konkretnym wyrazem jest zależność. Wykorzystując tą zależność dziś, możemy korzystać ze znacznie bogatszych zasobów wiedzy astronomicznej niż Newton. Wykorzystywanie zależności F=L/4Πr2 do wyznaczania odległości obiektów - zapoczątkowane przez Newtona - w jest obecnie niemal powszechne. Odległości bardzo dalekich obiektów są najczęściej wyznaczane właśnie w oparciu o podaną zależność, choć bez pośrednictwa planet.

Standardowa procedura postępowania doprowadzająca do wyznaczenia odległości polega na pomiarze oświetlenia od gwiazdy F i odgadnięciu mocy promieniowania gwiazdy L. Przy odpowiednim wyposażeniu pomiar oświetlenia F jest czynnością dosyć łatwą a jej wynik jest dosyć dokładny (w przeciwieństwie do opisanej wyżej procedury wyznaczania Fp/F). Najbardziej charakterystycznym, ale i najmniej pewnym etapem jest owo odgadywanie mocy promieniowania odległej gwiazdy lub innego obiektu. Najogólniej można powiedzieć, że moc obiektów znajdujących się w nieznanych odległościach jest określana w oparciu o podobieństwo cech takiego obiektu z cechami obiektów bliskich, których moc promieniowania jest nam znana.

Opracowanie tekstu: Agnieszka Zawada

Odsłony: 6821