الحجم الهائل للوجود. الجزء الثاني ، "ركوب الكون"

في بداية الشهر ، أرسل تلسكوب Gaia الأوروبي إلى الأرض نتيجة ثلاث سنوات من رسم خرائط مجرتنا. هذه المهمة هي استمرار لرغبة البشرية منذ قرون في الكشف عن سر حجم عالمنا.

في الجزء الأول من هذه المراجعة ، تعلمت طرقًا مبتكرة لتحديد المسافات في النظام الشمسي. بعد ذلك ، سوف أعرض لكم تاريخ البحث وتحسين طرق لا تقل ابتكارًا لتحديد المسافات بين النجوم وبين المجرات.

The Parallax Hunt

بحلول نهاية القرن السابع عشر ، شكك القليل من علماء الفلك في حقيقة نموذج مركزية الشمس لنظامنا الكوكبي. علاوة على ذلك ، أصبحت معلمات المدار للكواكب المعروفة معروفة بدقة عالية نسبيًا. الأرض ، التي تم تخفيضها إلى مرتبة الكواكب العادية ، وفقًا للميكانيكا السماوية ، كان لها مدار بقطر 300 مليون كيلومتر.

قبل 2000 سنة ، تلقى أريستارخوس ، الذي يحسب المسافة إلى الشمس ، قطر مدار الأرض 15 مليون كيلومتر. ولكن حتى ذلك الحين ، ذكر أنصار المركزية الجغرافية الحجج المضادة لنظام مركزه الشمسي ، بحجة أنه مع مثل هذا التذبذب للأرض في الفضاء ، كان يجب أن يلاحظ الناس تغييرًا في موقع النجوم القريبة (المنظر النجمي).

اسمحوا لي أن أذكرك بأن أريستارخوس اعترض على الحجة المضادة ، مما يوحي بأن النجوم بعيدة جدًا عن الأرض لدرجة أن العين البشرية لا تستطيع ملاحظة اختلاف النجوم. قام التلسكوب الذي تم اختراعه في بداية القرن السابع عشر بتوسيع قدرات العين البشرية بشكل كبير ، ومع ذلك ، فإن الأخطاء المنهجية في الملاحظة والكمال غير الكافي للأدوات الفلكية قد أخرجت "مطاردة" المنظر النجمي حتى بداية القرن التاسع عشر.


النماذج المتوقعة من اختلاف المنظر الزاوي للنجوم اعتمادًا على ميلها الزاوي إلى المستوى الكسوف (أي مدار الأرض).

ومع ذلك ، تم التخطيط بالفعل في هذه الفترة لتغييرات كبيرة في النظرة العالمية للعالم العلمي. في بداية القرن الثامن عشر ، لاحظ إدموند هالي حركته الخاصة للنجوم ، مقارناً كتالوجات النجوم المعاصرة له مع نظرائه اليونانيين القدماء (تجاوز التغيير في إحداثيات بعض النجوم أخطاء جداول العصور القديمة). حتى ذلك الحين ، قام العلماء بعمل تقديرات تقريبية للمسافات إلى النجوم من خلال سرعتها الزاوية ("أسرع ، أقرب").


حركة سيريوس في كوكبة Canis Major في الفترة ما بين 170 جم. ن ه. وبداية القرن الثامن عشر. يتوافق المسار الزاوي للنجم لهذه الفترة تقريبًا مع 1.5 قرصًا مرئيًا على سطح القمر. سبب التحول الشبكي هو بداية محور الأرض .

في نهاية القرن الثامن عشر ، بدأ عالم الفلك الإنجليزي ويليام هيرشل بتقييم الترتيب الذي تبتعد فيه النجوم عن الشمس بما يتناسب مع سطوعها. لاحظت زيادة في تركيز النجوم في مستوى درب التبانة ، اقترح هيرشل أن نظامنا النجمى له مظهر مسطح بقطر 15000 سنة ضوئية. تم إدخال الوحدة في السنة الضوئية بواسطة Herschel لقياس المسافات بين النجوم وتمثل المسار الذي ينتقل بواسطة شعاع من الضوء خلال سنة الأرض (9.4 تريليون كيلومتر).

في عام 1837 ، في عام وفاة A.S. نشر بوشكين ، وهو عالم فلك روسي من أصل ألماني ، فاسيلي ستروف ، كتالوجه للنجوم الثنائية ، حيث أظهر أولاً قياس اختلاف المنظر يساوي 0.125 ثانية (الحجم الزاوي لقاعدة هرم خوفو ، مرئي من القمر). على الرغم من أن القياسات اللاحقة كانت مختلفة عن الأولى ، يعتبر ستروف أحد أوائل علماء الفلك لحساب المسافة إلى نجم آخر.

في العام المقبل ، سيحصل عالم الفلك الألماني فريدريش بيسيل على قيمة المنظر من 61 Cygnus ، في 0.314 ثانية ، أكثر بقليل من الحديث (0.287). في نفس عام 1838 ، سيحصل عالم الفلك الإنجليزي توماس هندرسون على قيمة المنظر من ألفا سنتوري في 1.16 ثانية (تقدير حديث يبلغ 0.747).


الحركة الزاوية لنجوم بروكسيما سنتوري على خلفية النجوم البعيدة. تحدث التشوهات التي تشبه الموجة بسبب حركة الأرض حول الشمس (تغيير في اختلاف المنظر الزاوي).

صدم عمل زملائه ، عالم الفلك الإنجليزي جون هيرشل (ابن وليام هيرشل) ، يصف المعلم الجديد في تاريخ علم الفلك: "الجدار الذي تداخل مع اختراقنا للكون النجمي تم اختراقه في وقت واحد تقريبًا في ثلاثة أماكن."

"لا تفكر في ثوانيك"

كانت المقاييس كبيرة جدًا لدرجة أنه حتى بالنسبة للنجم مع اختلاف في المنظر ثانية واحدة ، تم قياس المسافات بمائتي ألف وحدة فلكية (au = = المسافة من الأرض إلى الشمس). لذلك ، يتم قياس المسافات المتأخرة من الفولاذ في موازاة ثانية قوسية (parsek for short) ، مشروطًا المسافة التي يمكن من خلالها رؤية نصف قطر مدار الأرض بزاوية 1 ثانية (نصف القطر الزاوي لقرص مضغوط من مسافة 50 كم). 1 فرسك فلكي يساوي تقريباً 3.26 ش. سنوات.

بحلول نهاية القرن التاسع عشر ، تم قياس أوجه الاختلاف من حوالي 100 نجم ، ومع ذلك ، أدى إدخال التصوير الفوتوغرافي في علم الفلك إلى تبسيط عملية الحصول على اختلافات النجوم بشكل كبير. الطريقة التي طورها الفلكي الأمريكي شليزنجر قللت من خطأ الحساب إلى 0.01 ثانية ، مما يجعل من الممكن اكتشاف أوجه التشابه لما يقرب من 2000 نجم بحلول عام 1924. يمكن للأجهزة الأرضية الحديثة تقليل الخطأ بمقدار النصف إلى 0.005 ثانية. على سبيل المثال لمسافة 650 سنة ضوئية.


تمكنت المركبة الفضائية Hipparch (على اليسار) ، التي سميت باسم الفلكي اليوناني القديم الشهير ، من حساب اختلاف المنظر للنجوم بخطأ قدره 0.001 ثانية. تم إطلاق محطة Gaia في عام 2013(يمين) حساب اختلاف المنظر لنجوم مجرتنا بدقة ملايين الملايين من الثواني (على الأقل ، مئات الملايين من أجزاء الثانية!). بفضل دقة المصفوفة ، وهي أعلى بعشر مرات من تلسكوب كبلر ، فإن المحطة قادرة على اكتشاف ما يصل إلى 10000 مرشح للكواكب الخارجية.

كيمياء الألوان

كما لاحظت ، كانت طريقة المنظر في أواخر القرن التاسع عشر وأوائل القرن العشرين قابلة للتطبيق فقط على مسافات بضع مئات من السنوات الضوئية ، ظل الجزء الرئيسي من المجرة بعيد المنال لتحديد أوجه الاختلاف. ومع ذلك ، جاءت المساعدة من مختبر الكيميائيين. في الستينيات من القرن التاسع عشر ، بدأ الفلكيون بالفعل في استخدام التحليل الطيفي لتحديد التركيب الكيميائي للأجرام السماوية. لذلك في عام 1866 تم اكتشاف عنصر الهيليوم (في طيف الشمس). كما جعلت شدة الخطوط الطيفية من الممكن الحكم على درجة حرارة الغلاف الضوئي للشمس والنجوم.

قام الفلكي الإيطالي والكاهن أنجيلو سيكي في 1866-1877 بإنشاء أول تصنيف طيف للنجوم اعتمادًا على درجة الحرارة واللون والتكوين الكيميائي. في نهاية حياته ، في عام 1878 ، قسم Secchi النجوم إلى 5 فصول. تم استبدال التصنيف الطيفي لنجوم Secchi بـ Harvard (1890) ، الذي لا يزال محفوظًا (الجدول أدناه).



تألق نجمة

منذ زمن هيبارخوس ، قام الفلكيون بتقسيم النجوم إلى 6 فئات من السطوع ، ما يسمى بالحجم النجمي المرئي (التألق المرئي). تنتمي ألمع النجوم إلى الدرجة الأولى ، والأقل سطوعًا إلى الدرجة السادسة. في هذه الحالة ، تم الحصول على مقياس سطوع لوغاريتمي ، حيث يكون كل حجم تالٍ أكثر إشراقًا 2.51 مرة من السابق. اليوم ، جميع الأجسام أكثر إشراقًا من Vega لها مقاييس سلبية ، وقد وسع اختراع التلسكوب مقياس أقل النجوم الساطعة إلى ما يتجاوز 6-7 مقاييس.

بمقارنة أوجه التشابه بين النجوم وسطوعها ، أدرك الفلكيون بسرعة أن النجوم مختلفة تمامًا عن بعضها البعض في كمية الطاقة المنبعثة (لمعان). لم تكن النجوم الأكثر سطوعًا في السماء دائمًا هي الأقرب. من أجل راحة مقارنة لمعان النجوم الداخلي ، تم إدخال حجم مطلق ، معبرًا عن حجمه الظاهر من مسافة 10 فرسخ من النجم (32.6 سنة ضوئية.).


النجم الأكثر سطوعًا في السماء ، سيريوس ، له حجم مطلق 1.4 (في جميع أطياف الانبعاثات ، ما يسمى قيمة البولوميتري ، فإن السطوع الظاهر مع 10 فرسخ أقل من 10٪). بالنسبة للشمس ، هذه القيمة هي 4.83 (مرئي 4.7). على سبيل المثال يتجاوز سطوع Sirius الطاقة الشمسية بمقدار 25 مرة.


أحجام الشمس وسيريوس على خلفية نجوم العمالقة. أنتاريس أكبر بما يقرب من 1000 مرة من نجمنا ، ومع ذلك ، يختلف كلا النجمين في الكتلة 10 مرات فقط (الفرق في كتل الأرض والمريخ). لدى Antares نجم مصاحب ، Antares B. بفضل أوجه التشابه المعروفة للنجوم الثنائية القريبة نسبيًا ، كان من الممكن معايرة الاعتماد على لمعان الكتلة.

"انتظام الفوضى"

في عام 1910-1913 ، توصل عالم الفلك الدنماركي إينار هيرزسبرونغ وزميله الأمريكي هنري راسل ، اللذين قاما بتحليل البيانات المادية للنجوم ذات أوجه التشابه المعروفة ، إلى استنتاج مثير للاهتمام بشكل مستقل. بعد تجميع جدول لنسبة الطيف واللمعان ، وجد العلماء أن النجوم على الطاولة ليست بترتيب عشوائي ، مما يدل على وجود علاقة مباشرة بين طيف ودرجة حرارة ولون وإضاءة النجوم.


يوضح الرسم البياني أن النجوم مقسمة إلى عدة مجموعات (تسلسلات). تقع الشمس ، مثل معظم النجوم في المجرة ، في التسلسل الرئيسي. قرر راسل بشكل صحيح أن الرسم البياني يعرض أيضًا مراحل حياة النجوم.

إن انتظام "لمعان اللون" ، الذي يسمى مخطط Hertzsprung-Russell ، جعل من الممكن تقييم لمعانها من طيف النجوم. بمعرفة اللمعان ، كان من السهل تحديد الحجم المطلق للسطوع مع اختلافات غير معروفة. بمعرفة الحجم الظاهر على مسافة 10 فرسخ من النجم (M) ، ومقارنته مع الحجم المرئي من الأرض (م) ، كان من السهل حساب المسافة إليه: 10 فرسخ * 10 إلى الدرجة (م-م) / 5 (ما يسمى اختزال التسلسل الرئيسي).

المشكلة الرئيسية للطريقة الطيفية هي تقدير تقريبي لمعان النجوم. تعتبر مجموعات النجوم هي الأنسب لهذه الطريقة ، حيث يتم تعويض خطأ القياس جزئيًا بعينة كبيرة من النجوم (ينخفض ​​الخطأ إلى 20 ٪ ، ويكون تقليل التسلسل الرئيسي أكثر دقة كلما كانت عينة النجوم أكبر). علاوة على ذلك ، يمكن معايرة هذه الطريقة باستخدام المقاربات الشعاعية للمجموعات القريبة منا.

خلف كواليس المجرة

اكتشف الفلكي الهولندي جاكوب كابتين ، في عام 1904 ، دراسة السرعات الزاوية للنجوم ، أن النجوم تتحرك في اتجاهين متعاكسين في الجداول ، مما يشير إلى دوران نظامنا النجمي. كما بدأ أول دراسة واسعة النطاق لتوزيع النجوم في مجرتنا من حيث الطيف والسطوع والسرعة الشعاعية (سرعة جسم على طول خط رؤية المراقب).

أظهر كابتين والفلكي الإنجليزي جيمس ، استنادًا إلى دراسة حركة النجوم في درب التبانة ، أنها لا تحددها قوانين كيبلر. من قوانين الحركة لكواكب يوهانس كيبلر ، نعلم أن السرعة المدارية للأجسام تتناقص مع المسافة من مركز الجاذبية. في مجرتنا ، لم تطيع سرعة النجوم من هذا النمط. من هذا ، توصل جيمس وكابتين إلى استنتاج مفاده أن درب التبانة لديه كتلة خفية كبيرة (بداية نظرية المادة المظلمة).


أ- توزيع سرعة النجوم وفقًا لقوانين كبلر. B هو التوزيع الفعلي للسرعة في درب التبانة.

ساعدت هذه الدراسة في تقييم درجة امتصاص الضوء في الفضاء بين النجوم. لذا ، بعد أن حددت بطريقة موثوقة المسافة إلى نجم معين ، بالإضافة إلى فئته الطيفية ، كان من الممكن حساب المسافة إلى نجم أبعد من فئة طيفية مماثلة. لهذا ، تم أخذ تأثير "الاحمرار بين النجوم" في الاعتبار ، بسبب الجزء الأحمر من الطيف الأكثر وضوحًا بسبب تقليل امتصاص اللون الأحمر من الغازات بين النجوم والغبار (لا يجب الخلط بينه وبين تأثير دوبلر ). لوحظ تأثير مماثل على الأرض ، في السمت ، يُنظر إلى لون الشمس على أنه أبيض ، يحمر خجلاً عند الاقتراب من الأفق.

في مطلع الثلاثينيات ، سمح لنا "الاحمرار بين النجوم" بتحديد حجم مجرتنا - بقطر 100000 سنة ضوئية ، وكان مركزها يقع على مسافة حوالي 30.000 سيفرت. سنة.

"الشموع" الملاحية

واحدة من أكثر الطرق شيوعًا لتحديد المسافات في مجرتنا تنتمي إلى فئة خاصة من النجوم ذات السطوع المتغير. في عام 1908 ، اكتشفت عالمة الفلك الأمريكية هنريتا ليفيت ، التي تدرس النجوم المتغيرة في سحابة ماجلان الصغيرة ، نمطًا مثيرًا للاهتمام. علم الفلكيون في ذلك الوقت بالفعل أن نجوم هذه المنطقة تنتمي إلى نفس المجموعة النجمية وبعيدة بنفس القدر عن الأرض. وبناءً على ذلك ، خلص ليفيت إلى أن فترة التقلبات في سطوع النجوم المتغيرة ترتبط مباشرة بتألقها (كلما طالت الفترة ، زاد لمعانها).

في عام 1913 ، استمد Hertzsprung اعتمادًا عدديًا لمعان الفترة ، وحدد هذه المتغيرات مع النجوم من محيط الشمس ، والتي كان لها طيف مماثل وكانت معروفة باسم Cepheids (سميت باسم النجم الأول من هذه الفئة وجدت في دلتا Cepheus في أواخر القرن الثامن عشر). بعد ذلك بقليل سيتم توضيح هذا الاعتماد من قبل الفلكي الأمريكي شابلي.


جدول نسبة الفترة (P) - المقدار المطلق (Mv ، متوسط ​​القيمة للفترة) من Cepheids.

في أواخر عشرينيات القرن العشرين ، أثبت عالم الفلك الأمريكي إدوين هابل ، بعد أن اكتشف السيفويد في سديم M31 لكوكبة أندروميدا ، أن هذا السديم هو في الواقع مجرة ​​منفصلة. صورة قديمة لسيفيد في المجرة M 31 ، من صنع إدوين هابل (أسفل اليمين) ، على خلفية صورة حديثة لنفس السيفيدات مع نفس التلسكوب المداري.




"لدى سيفيد النظام الخاطئ"

بحلول منتصف القرن العشرين ، واجه العالم العلمي مفارقة درب التبانة العملاقة. كل المجرات التي تمت دراستها والتي كان من الممكن تحديد المسافة عن طريق السيفيدات (نطاق الكشف حتى 10 مليون سنة ضوئية) تبين أنها أقل بكثير من مجراتنا. حتى العملاق بين المجرات الإهليلجية ، كونه أكبر من أي مجرة ​​حلزونية أخرى ، لا يزال يتضح أنه أصغر من مجراتنا. في عام 1952 ، اقترح الفلكي الألماني والتر بادي ، الذي عمل في الولايات المتحدة الأمريكية ، مقارنة أحجام الغاز والسدم في مجرتنا ، وكذلك المجرات اللولبية القريبة منا ، إعادة النظر في نطاق المسافات بين المجرات.

باستخدام الأساليب السابقة لتحديد المسافات بين النجوم ، لاحظ علماء الفلك بالفعل أن سدم الغاز والغبار في مجرتنا لها أحجام متشابهة. اقترح بايد أن مثل هذه السدم في مجرة ​​أندروميدا يجب أن يكون لها أبعاد مماثلة. وفقًا لأطيافها وأحجامها الزاوية ، اقترح الفلكي أنه يجب مضاعفة المسافة إلى هذه المجرة ، من 800000 سيفرت. سنة. حتى 2.5 مليون شارع عصري سنوات ، أي يتم تقدير المقدار المطلق لهذا النوع من Cepheid 4 مرات. وكانت السيفيد المستخدمة لتحديد مقياس مجرتنا هي بشكل أساسي تلك التي تم على أساسها إجراء معايرة Hertzsprung-Shapley الأولية وبالتالي كانت الحسابات صحيحة بشكل عام.

تنقسم Cepheids اليوم إلى نوعين (الرسم البياني أدناه). النوع الأول (كلاسيكي ، B. Cep.) ، هو نجم قديم يتركز في عناقيد مفتوحة. يتركز النوع الثاني من Cepheids W Virgo (W Vir.) بشكل رئيسي في العناقيد الكروية. لمعانها أقل 4 مرات من السيفيد الكلاسيكية. أدى استخدام الاعتماد على نوع اللمعان V-Virgo لتحديد المسافة إلى Cepheids الكلاسيكية في Andromeda إلى خطأ الحسابات الأولى للمسافات بين المجرات.




ينبع Cepheid RS من كوكبة Porm مع فترة 40 يومًا. بفضل صدى الضوء للسديم المحيط ، تم تحديد مسافة 6500 سنة ضوئية بطريقة هندسية ، مع وجود خطأ قياسي بنسبة 1.5 ٪ (اعتبارًا من عام 2008). هذه الدقة مهمة جدًا لمعايرة مسافات "الشموع القياسية" ، واحدة منها هي Cepheids.

لم يعد يُشار إلى النوع الثالث من النجوم المتغيرة التي تعتمد على لمعان الفترة باسم سيفيدس. هذه هي ما يسمى بالعمالقة الحمراء RR Lyrae. هذه النجوم القديمة ذات الكتلة القريبة من الطاقة الشمسية تتجاوزها في لمعان عشرات المرات. لا تتجاوز فترة نبضهم عادة 24 ساعة (لدى الصفاق عشرات ومئات الأيام). أقل سطوعًا من Cepheids ، ولكنها أكثر شيوعًا ، النجوم من نوع RR Lyra رائعة مثل "الشموع القياسية" لتحديد المسافات داخل درب التبانة. لا يقتصر عدد الأنواع المختلفة من المتغيرات فقط على متغيرات Cepheids و RR Lyrae (يشار إليها باللون الأخضر على أنها نبض بسبب ضغط الجاذبية). يغطي اللون الوردي المتغيرات مع الحمل الحراري المضطرب للطبقات الخارجية. يشار إلى السطوع المتغير للنجوم المرتبطة بموجات الصدمة الصوتية باللون الأزرق.




"التجشؤ" على المستوى العالمي على

الرغم من السطوع العالي من السيفيد والنجوم العملاقة ، فإن تطبيقها على شكل شموع قياسية لا يزال غير ممكن دائمًا. لتحديد المسافة إلى الأجسام البعيدة ، يلجأ علماء الفيزياء الفلكية إلى مساعدة النجوم ... التي تقزم حجم كوكبنا. تمثل الأقزام البيضاء المرحلة النهائية في تطور النجوم بكتلة قريبة من الشمس. إذا كان هناك نجم مرافق مصاحب للشيخوخة بجوار مثل هذه "الجثة" ، فإن الأقزام البيضاء تتحول إلى "زومبي" ، تمتص الغازات من الطبقات الخارجية المتضخمة المجاورة. في لحظة معينة ، يصل القزم الأبيض إلى كتلة حرجة يحدث فيها انفجار نووي حراري واسع النطاق للكربون - انفجار مستعر أعظم.

يصنف هذا النوع من المستعر الأعظم على أنه فئة Ia ؛ لا توجد خطوط هيدروجين في أطيافها ، ولكن خطوط الكالسيوم قوية.



في وقت انفجار الفئة Ia ، تصل الأقزام البيضاء إلى نفس الكتلة الحرجة (حد Chandrasekhar) ، وبالتالي يكون لها لمعان قريب جدًا (باستثناء النوع Iax). وكما نعلم بالفعل ، فإن الأجسام ذات اللمعان المعروف هي شموع قياسية ممتازة لتحديد المسافات الكونية (في غضون 170 مليون سنة ضوئية). تؤدي عملية مماثلة إلى ظهور النجوم "الجديدة" (الفئة Q) ، ومع ذلك ، فإن هذا النوع من الأقزام البيضاء "المتفجرة" أكثر خفوتًا بمئات المرات من المستعرات الأعظمية ولا يرتبط بتفجير الكربون عند الوصول إلى حد Chandrasekhar (كما هو الحال في النوع Ia).


82 ( Ia), 2014. , - . -: ( ), . „-“ . 82 .

في المجرات الكبيرة ، تنفجر المستعرات الأعظمية بتردد مرات / 30-70 سنة. حوالي ثلثهم من النوع Ia. لا تحتوي أنواع Ib / c أيضًا على خطوط هيدروجين في الطيف ، ومع ذلك ، فإن خطوط الكالسيوم ضعيفة فيها ويثير ظهور هذه المستعرات الأعظمية بسبب انهيار الجاذبية للنجم الضخم المحتضر (الفيديو أدناه). طبيعة المستعرات الأعظمية من النوع الثاني هي نفسها ، على عكس Ib ، فإن خطوط الهيدروجين قوية في أطيافها. يتم تقدير المسافات بواسطة المستعرات الأعظمية من فئات Ib و Ic و II-L ونجوم Q الجديدة بشكل أساسي من خلال معدل انخفاض السطوع عند الوصول إلى أقصى سطوع مرئي.



"الأحمر Daleko"

في عام 1929، بدأت لتحديد المسافات بين المجرات، اكتشف إدوين هابل أن الانزياح نحو الأحمر أطياف دوبلر للمجرات، وجد زميله ومواطنه Slipher في عام 1912، وأكثر وضوحا كلما زادت المسافة إلى هذه المجرة (قانون هبل). كما نعلم ، بدأ هابل في تحديد المسافات استنادًا إلى معايرة غير صحيحة من السيفيد ، وبالتالي كان معامل التسارع لانحسار المجرة المشتق منه بما يتناسب مع المسافة (ثابت هابل) مرتفعًا جدًا.

اليوم ، يتم تفسير قانون هابل من خلال الانزياح الأحمر الكوني لأطياف المجرات بسبب توسع الكون. يحدث تأثير دوبلر في هذه الحالة بسبب توسع المساحة التي تنتشر فيها الموجة الضوئية ، وليس بسبب الحركة الفعلية للمجرات نفسها. ومن المفارقات ، أن التحول الأحمر الكوني يبدأ في إظهار نفسه بشكل ملحوظ على مسافات كبيرة من تلك التي تديرها هابل ، لذلك تم اشتقاق قانونه في الأصل على أساس أخطاء تفسير الملاحظة. يختلف تحديد القيمة الدقيقة لثابت هابل (H = 67km / s / (Mpc) باختلاف الوقت ، ولكنه متساوٍ في جميع النقاط في الكون) يسمح لنا بتحديد المسافات إلى المجرات على مسافة من مليار سنة ضوئية وما بعدها. لهذا ، يتم مقارنة الانزياح الأحمر الكوني في الأطياف (z) بنسبة سرعة الضوء إلى ثابت هابل.





كما ذكر أعلاه ، فإن سرعة إزالة المجرات (توسيع الفضاء بيننا) هي أكثر أهمية ، كلما زادت المسافة. على مسافة مليارات السنين الضوئية ، هذه السرعة هي التي تمكن المجرة من زيادة المسافة عدة مرات على مسار الموجة الضوئية. على سبيل المثال ، الضوء من مجرة ​​أندروميدا يطير إلينا لمدة 2.5 مليون سنة ، وخلال هذه الفترة تقترب المجرة نفسها منا "فقط" عند 1000 شارع. سنة. لذلك ، يمكننا القول أن المسافة المرئية (الانحراف ، Dt) إلى M31 هي تقريبًا نفس المسافة الحقيقية (المصاحبة ، Dc).



خلاف ذلك ، فإن الوضع هو أبعد المجرات. يتزامن انحراف الانحراف (Dt) والمسافات المرتبطة (Dc) تقريبًا حتى مسافة 2 مليار شارع. سنوات ، وتختلف بشدة عندما يتم تجاوز هذا المقياس. في الأدبيات الشعبية ، يتم استخدام قيمة مسافة الانحراف في كثير من الأحيان ، وهذا هو المقصود عندما تقدر المسافة إلى أبعد الأشياء في الكون بـ 13 مليار سانت. سنوات ، في حين يتم تحديد المسافة المصاحبة (التي تراجع فيها الجسم أثناء مسار الموجة الضوئية) بعشرات المليارات من السنوات الضوئية.

إلى الأصول.

من الواضح أن دقة مقياس المسافات الكونية المقبولة تعتمد بشكل مباشر على دقة تحديد ثابت هابل. تعتمد قيمة هذا الثابت بدوره على معايرة الطرق المختلفة لتحديد المسافات داخل مجموعة المجرات المحلية. إن الطريقة الأكثر دقة لتحديد المسافات إلى المجرات المحلية هي نسبة اللمعان الزمني للشفريات القديمة الجيدة (غالبًا ما يضطر تلسكوب هابل إلى البحث عن Cepheids من المجرات القريبة).

يستمر العمل بنشاط على معايرة المسافات إلى السيفيد داخل مجرتنا وسواتلها ، ولا سيما غيوم Magellanic (وهذا سيوضح الفترة - الاعتماد على اللمعان). لذلك ، وجد مؤخرًا تغييرًا في نسبة لمعان الفترة مع عمر cepheids ، بالإضافة إلى الحاجة إلى مراعاة فقدانهم للكتلة. لذا فإن المعايرة الدقيقة للمسافات في مجرتنا مهمة جدًا لعلم الكونيات والفيزياء النظرية ، والتي يمكن أن تساعد في تطوير المعرفة حول تطور النجوم (تحسين جدول راسل في Hertzsprüg).



يتم لعب دور رئيسي في توسيع مجرتنا من قبل رسامي خرائط الفضاء مثل Hipparchus و Gaia الذين لا يزالون يعملون ، والذين أرسلوا مؤخرًا إلى قاعدة بيانات ضخمة من كائنات درب التبانة (الفيديو أعلاه): مواقع أكثر من مليار نجم ، معلمات تفصيلية لمليوني منهم . تم استكمال الكتالوجات النجمية للشموع القياسية بمنحنيات خفيفة من 3 آلاف نجمة متغيرة (Cepheids و RR Lyrae).

تم تطوير أبجدية 26 طريقة لتحديد مسافات الفضاء حتى الآن.
تأثير دوبلر.
مقياس المسافة الكونية.
النجوم المتغيرة.
Étoile متغير من نوع RR Lyrae.
النجم الذي غير الكون يلمع في صور هابل.

Source: https://habr.com/ru/post/ar397509/