Žebříček kosmických vzdáleností

Přímá opatření

Astronomická jednotka

Astronomická jednotka je střední (průměrná) vzdálenost Země od Slunce. Tu známe poměrně přesně. Keplerovy zákony udávají poměry vzdáleností planet a radar udává absolutní vzdálenost vnitřních planet a umělých družic na oběžné dráze kolem nich.

Parallax

Paralaxa je využití trigonometrie ke zjištění vzdáleností objektů v blízkosti sluneční soustavy.

Jak Země obíhá kolem Slunce, poloha blízkých hvězd se na pozadí vzdálenějších hvězd mírně mění. Tyto posuny jsou úhly v pravoúhlém trojúhelníku, přičemž 2 AU tvoří kratší rameno trojúhelníku a vzdálenost od hvězdy je delší rameno. Velikost posunu je poměrně malá, měří 1 úhlovou vteřinu pro objekt ve vzdálenosti 1 parsek (3,26 světelného roku).

Tato metoda funguje pro vzdálenosti do několika set parseků.

Standardní svíčky

Objekty se známou jasností se nazývají standardní svíčky. Většina fyzikálních ukazatelů vzdálenosti jsou standardní svíčky. Jedná se o objekty, které patří do třídy se známou jasností. Porovnáním jejich známé jasnosti s jejich pozorovanou jasností lze pomocí zákona inverzního kvadrátu vypočítat vzdálenost objektu.

V astronomii se jasnost objektu udává jako absolutní hvězdná velikost. Tato veličina se odvozuje z logaritmu jeho jasnosti při pohledu ze vzdálenosti 10 parseků. Zdánlivá hvězdná velikost je hvězdná velikost, kterou vidí pozorovatel. Lze ji použít k určení vzdálenosti D objektu v kiloparsech (kiloparsek = 1 000 parseků) následujícím způsobem:

5 ⋅ log D10 k p c = m - M - 10, {\displaystyle {\begin{smallmatrix}5\cdot \log _{10}{\frac {D}{\mathrm {kpc} }}\ =\ m\ -\ M\ -\ 10,\end{smallmatrix}}}

kde m je zdánlivá magnituda a M absolutní magnituda. Aby byla tato metoda přesná, musí se obě magnitudy nacházet ve stejném frekvenčním pásmu a nesmí docházet k relativnímu pohybu v radiálním směru.

Je také třeba nějakým způsobem zohlednit mezihvězdnou extinkci, která rovněž způsobuje, že se objekty jeví slabší a červenější. Rozdíl mezi absolutní a zdánlivou hvězdnou velikostí se nazývá modul vzdálenosti a astronomické vzdálenosti, zejména mezigalaktické, se někdy uvádějí v tabulkách tímto způsobem.

Problémy

Pro každou třídu standardních svíček existují dva problémy. Hlavním z nich je kalibrace, tedy přesné zjištění absolutní velikosti svíčky.

Druhý spočívá v rozpoznávání členů třídy. Standardní kalibrace svíček nefunguje, pokud objekt nepatří do třídy. V extrémních vzdálenostech, tedy tam, kde si člověk nejvíce přeje použít indikátor vzdálenosti, může být tento problém s rozpoznáváním docela vážný.

Významným problémem standardních svíček je otázka, nakolik jsou standardní. Například se zdá, že všechna pozorování naznačují, že supernovy typu Ia, které jsou ve známé vzdálenosti, mají stejnou jasnost, ale je možné, že vzdálené supernovy typu Ia mají jiné vlastnosti než blízké supernovy typu Ia.

Ukazatele galaktické vzdálenosti

Vzdálenosti založené na přímých měřeních jsou až na výjimky k dispozici jen do vzdálenosti asi tisíc parseků, což je skromná část naší Galaxie. U vzdáleností větších než tato hodnota závisí měření na fyzikálních předpokladech, tj. na tvrzení, že daný objekt rozeznáváme a třída objektů je dostatečně homogenní, aby její členové mohli být použiti pro smysluplný odhad vzdálenosti.

Fyzické ukazatele vzdálenosti, které se používají na postupně se zvětšujících stupnicích vzdálenosti, zahrnují:

• Zatmívající se dvojhvězdy - V posledním desetiletí nabízí měření zatmívajících se dvojhvězd způsob, jak měřit vzdálenost galaxií. Přesnost na úrovni 5 % až do vzdálenosti přibližně 3 miliony parseků.
• Proměnné RR Lyrae - jsou periodické proměnné hvězdy, které se běžně vyskytují v kulových hvězdokupách a často se používají jako standardní svíčky pro měření galaktických vzdáleností. Tito červení obři se používají k měření vzdáleností v rámci galaxie a v blízkých kulových hvězdokupách.
• V galaktické astronomii se jako standardní svíčky používají rentgenové záblesky (termonukleární záblesky na povrchu neutronové hvězdy). Pozorování rentgenových záblesků někdy ukazují rentgenová spektra indikující rozpínání poloměru. Rentgenový tok v maximu záblesku by proto měl odpovídat Eddingtonově svítivosti, kterou lze vypočítat, jakmile je známa hmotnost neutronové hvězdy (běžně se předpokládá hmotnost 1,5 hmotnosti Slunce).
• Proměnné cefeidy a novy
• Cefeidy jsou třídou velmi svítivých proměnných hvězd. Silný přímý vztah mezi svítivostí proměnných cefeid a pulzační periodou zajišťuje cefeidám status důležitých standardních svíček pro stanovení galaktických a extragalaktických vzdálenostních stupnic.
• Novae jsou slibné pro použití jako standardní svíčky. Například rozložení jejich absolutní hvězdné velikosti je bimodální, s hlavním vrcholem při hvězdné velikosti -8,8 a menším při -7,5 magnitudy. Novy mají také zhruba stejnou absolutní magnitudu 15 dní po svém maximu (-5,5). Tato metoda je přibližně stejně přesná jako metoda proměnných hvězd cefeid.

• Bílí trpaslíci. Vzhledem k tomu, že bílí trpaslíci, kteří se stávají supernovami, mají stejnou hmotnost, supernovy typu Ia vytvářejí konzistentní maximum svítivosti. Stabilita této hodnoty umožňuje používat tyto exploze jako standardní svíčky pro měření vzdálenosti k hostitelským galaxiím, protože vizuální magnituda supernov závisí především na vzdálenosti.
• Červené posuvy a Hubbleův zákon Pomocí Hubbleova zákona, který vztahuje červený posuv ke vzdálenosti, lze odhadnout vzdálenost konkrétní galaxie.

Hlavní sekvence montáže

V Hertzsprungově-Russellově diagramu je absolutní hvězdná velikost skupiny hvězd vynesena proti spektrální klasifikaci hvězd. Zjistí se vývojové zákonitosti, které souvisejí s hmotností, stářím a složením hvězdy. Zejména v období hoření vodíku leží hvězdy na křivce diagramu, která se nazývá hlavní posloupnost.

Měřením vlastností ze spektra hvězdy lze zjistit polohu hvězdy hlavní posloupnosti na H-R diagramu. Na základě toho se odhadne absolutní hvězdná velikost hvězdy. Porovnání této hodnoty se zdánlivou hvězdnou velikostí umožňuje určit přibližnou vzdálenost po korekci na extinkci mezihvězdné svítivosti vlivem plynu a prachu.

V gravitačně vázané hvězdokupě, jako jsou Hyády, se hvězdy zformovaly přibližně ve stejném věku a leží ve stejné vzdálenosti. To umožňuje poměrně přesné přizpůsobení hlavní posloupnosti, které umožňuje určit jak stáří, tak vzdálenost.

Nejedná se o úplný seznam metod, ale ukazuje způsoby, jakými astronomové odhadují vzdálenost astronomických objektů.

Nova Eridani 2009 (zdánlivá hvězdná velikost ~8,4) za úplňku