Das immense Ausmaß des Seins. Teil 2, „Per Anhalter durch das Universum“

Anfang des Monats schickte das europäische Weltraumteleskop Gaia das Ergebnis von drei Jahren Kartierung unserer Galaxie auf die Erde. Diese Mission ist eine Fortsetzung des jahrhundertealten Wunsches der Menschheit, das Geheimnis der Größe unserer Welt zu enthüllen.

Im ersten Teil dieses Aufsatzes haben Sie sich mit erfinderischen Methoden zur Bestimmung von Entfernungen im Sonnensystem vertraut gemacht. Als nächstes werde ich Ihnen die Chronik der Suche und Verbesserung nicht weniger erfinderischer Methoden zur Bestimmung interstellarer und intergalaktischer Entfernungen vorstellen.

Die Parallaxenjagd

Bis zum Ende des 17. Jahrhunderts zweifelten nur wenige Astronomen an der Wahrheit des heliozentrischen Modells unseres Planetensystems. Darüber hinaus sind die Umlaufbahnparameter bekannter Planeten mit relativ hoher Genauigkeit bekannt geworden. Die Erde, die laut Himmelsmechanik auf den Rang gewöhnlicher Planeten reduziert wurde, hatte eine Umlaufbahn mit einem Durchmesser von 300 Millionen km.

Vor 2000 Jahren erhielt Aristarchus, der die Entfernung zur Sonne berechnete, einen Durchmesser der Erdumlaufbahn von 15 Millionen km. Aber selbst dann zitierten Anhänger des Geozentrismus Gegenargumente zu seinem heliozentrischen System und argumentierten, dass die Menschen bei einer solchen Schwingung der Erde im Weltraum eine Veränderung der Position benachbarter Sterne hätten bemerken müssen (Sternparallaxe).

Ich möchte Sie daran erinnern, dass Aristarchus dem Gegenargument entgegentrat und darauf hinwies, dass die Sterne so weit von der Erde entfernt sind, dass das menschliche Auge keine Sternparallaxe bemerken kann. Das zu Beginn des 17. Jahrhunderts erfundene Teleskop erweiterte die Fähigkeiten des menschlichen Auges erheblich. Systematische Beobachtungsfehler und unzureichende Perfektion astronomischer Instrumente führten jedoch zu Beginn des 19. Jahrhunderts zu einer „Jagd“ nach Sternparallaxe.


Vorausgesagte Modelle der Winkelparallaxe von Sternen in Abhängigkeit von ihrer Winkelneigung zur Ekliptikebene (d. H. Der Erdumlaufbahn).

Bereits in dieser Zeit sind jedoch wesentliche Veränderungen in der Weltanschauung der wissenschaftlichen Welt geplant. Zu Beginn des 18. Jahrhunderts bemerkte Edmond Halley seine eigene Bewegung der Sterne und verglich ihm zeitgenössische Sternenkataloge mit antiken griechischen Gegenstücken (die Änderung der Koordinaten einiger Sterne überstieg die Fehler der antiken Tabellen). Selbst dann haben Wissenschaftler die Entfernungen zu den Sternen anhand ihrer Winkelgeschwindigkeit grob geschätzt ("je schneller, desto näher").


Die Bewegung von Sirius im Sternbild Canis Major im Zeitraum zwischen 170g. n e. und der Beginn des 18. Jahrhunderts. Der Winkelweg des Sterns für diesen Zeitraum entspricht ungefähr 1,5 sichtbaren Mondscheiben. Die Gitterverschiebung wird durch die Präzession der Erdachse verursacht .

Ende des 18. Jahrhunderts begann der englische Astronom William Herschel, die Reihenfolge zu bewerten, in der sich Sterne proportional zu ihrer Helligkeit von der Sonne entfernen. Herschel bemerkte einen Anstieg der Konzentration von Sternen in der Ebene der Milchstraße und schlug vor, dass unser Sternensystem ein abgeflachtes Aussehen mit einem Durchmesser von 15.000 Lichtjahren hat. Die Einheit im Lichtjahr wurde von Herschel zur Messung interstellarer Entfernungen eingeführt und repräsentiert den Weg, den ein Lichtstrahl während des Erdjahres zurückgelegt hat (9,4 Billionen km).

Im Jahr 1837, im Jahr des Todes von A.S. Puschkin, ein russischer Astronom deutscher Herkunft, Wassili Struve, veröffentlichte seinen Katalog von Doppelsternen, in dem er erstmals die Messung der Vega-Parallaxe von 0,125 Sekunden (die vom Mond aus sichtbare Winkelgröße der Basis der Cheops-Pyramide) zeigte. Obwohl sich die nachfolgenden Messungen von den ersten unterschieden, gilt Struve als einer der ersten Astronomen, der die Entfernung zu einem anderen Stern berechnet.

Nächstes Jahr erhält der deutsche Astronom Friedrich Bessel in 0,314 Sekunden den Parallaxenwert von 61 Cygnus, etwas mehr als modern (0,287). Im selben Jahr 1838 erhält der englische Astronom Thomas Henderson in 1,16 Sekunden den Parallaxenwert von Alpha Centauri (eine moderne Schätzung von 0,747).


Die Winkelbewegung des Sterns Proxima Centauri vor dem Hintergrund entfernter Sterne. Die wellenförmigen Verzerrungen werden durch die Bewegung der Erde um die Sonne verursacht (eine Änderung der Winkelparallaxe).

Der englische Astronom John Herschel (Sohn von William Herschel), der von der Arbeit seiner Kollegen beeindruckt war, beschreibt den neuen Meilenstein in der Geschichte der Astronomie: „Die Mauer, die unser Eindringen in das Sternuniversum störte, wurde fast gleichzeitig an drei Stellen durchbohrt.“

"Denk nicht an deine Sekunden"

Die Skalen waren so groß, dass selbst bei einem Stern mit einer Parallaxe von 1 Sekunde Entfernungen in zweihunderttausend astronomischen Einheiten gemessen wurden (a.u. = Entfernung von der Erde zur Sonne). Daher werden die Entfernungen später als Stahl in Parallaxen einer Winkelsekunde (kurz Parsek) gemessen, bedingt der Entfernung, aus der der Radius der Erdumlaufbahn in einem Winkel von 1 Sekunde sichtbar ist (der Winkelradius einer CD-ROM aus einer Entfernung von 50 km). 1 astronomische Parsec entspricht ungefähr 3,26 St. Jahre.

Bis zum Ende des 19. Jahrhunderts wurden Parallaxen von etwa 100 Sternen gemessen. Die Einführung der Fotografie in die Astronomie vereinfachte jedoch den Prozess der Gewinnung von Sternparallaxen erheblich. Die vom amerikanischen Astronomen Schlesinger entwickelte Methode reduzierte den Berechnungsfehler auf 0,01 Sekunden und ermöglichte es, bis 1924 Parallaxen von fast 2.000 Sternen zu erkennen. Moderne bodengestützte Instrumente können den Fehler um die Hälfte auf 0,005 Sekunden reduzieren. Das heißt, bis zu einer Entfernung von 650 Lichtjahren.


Das Hipparch-Raumschiff (links), benannt nach dem berühmten antiken griechischen Astronomen, konnte die Parallaxe der Sterne mit einem Fehler von 0,001 Sekunden berechnen. Die 2013 gestartete Gaia Station(rechts) berechnet die Parallaxe der Sterne unserer Galaxie mit einer Genauigkeit von Millionen von Sekunden (für die am wenigsten hellen Hunderte von Millionen von Sekundenbruchteilen!). Dank der Auflösung der Matrix, die zehnmal höher ist als die des Kepler-Teleskops, kann die Station bis zu 10.000 Kandidaten für Exoplaneten erkennen.

Farbchemie

Wie Sie bemerkt haben, war die Parallaxenmethode im späten 19. und frühen 20. Jahrhundert nur in Entfernungen von einigen hundert Lichtjahren anwendbar. Der Hauptteil der Galaxie blieb für die Bestimmung von Parallaxen unerreichbar. Hilfe kam jedoch von einem Labor von Chemikern. Bereits in den 60er Jahren des 19. Jahrhunderts begannen Astronomen, mithilfe der Spektrographie die chemische Zusammensetzung von Himmelskörpern zu bestimmen. So wurde 1866 das Element Helium entdeckt (im Spektrum der Sonne). Die Intensität der Spektrallinien ermöglichte es auch, die Temperatur der Photosphäre von Sonne und Sternen zu beurteilen.

Der italienische Astronom und Priester Angelo Secchi schuf zwischen 1866 und 1877 die erste spektrale Klassifizierung von Sternen in Abhängigkeit von Temperatur, Farbe und chemischer Zusammensetzung. Gegen Ende seines Lebens, 1878, teilte Secchi die Sterne in fünf Klassen ein. Die spektrale Klassifikation der Secchi-Sterne wurde durch Harvard (1890) ersetzt, das noch erhalten ist (Tabelle unten).



Sternglanz

Seit Hipparchus haben Astronomen Sterne in 6 Helligkeitsklassen unterteilt, die sogenannten sichtbaren Sterngrößen (sichtbare Brillanz). Die hellsten Sterne gehörten zur ersten Klasse, die am wenigsten hellen zur sechsten. In diesem Fall wurde eine logarithmische Helligkeitsskala erhalten, bei der jede nächste Größe 2,51-mal heller ist als die vorherige. Heute haben alle Objekte, die heller als Vega sind, negative Größen, und die Erfindung des Teleskops hat die Skala der am wenigsten hellen Sterne über 6-7 Größen hinaus erweitert.

Beim Vergleich der Parallaxen von Sternen mit ihrer Helligkeit stellten Astronomen schnell fest, dass sich die Sterne in der Menge der emittierten Energie (Leuchtkraft) stark voneinander unterscheiden. Die hellsten Sterne am Himmel erwiesen sich nicht immer als die nächsten. Um den Vergleich der intrinsischen Leuchtkraft von Sternen zu erleichtern, wurde eine absolute Größe eingeführt, die ihre scheinbare Größe aus einer Entfernung von 10 Parsec vom Stern (32,6 Lichtjahre) ausdrückt.


Der hellste Stern am Himmel, Sirius, hat eine absolute Größe von 1,4 (in allen Emissionsspektren, dem sogenannten bolometrischen Wert, wäre die scheinbare Helligkeit mit 10 Parsec 10% niedriger als 1,8). Für die Sonne beträgt dieser Wert 4,83 (sichtbar 4,7). Das heißt, Die Sirius-Leuchtkraft übersteigt die Sonnenlichtstärke um das 25-fache.


Die Größen der Sonne und Sirius vor dem Hintergrund der Sterne der Riesen. Antares ist fast 1000-mal größer als unser Stern, beide Sterne unterscheiden sich jedoch nur 10-mal in der Masse (der Unterschied in den Massen der Erde und des Mars). Antares hat einen Begleitstern, Antares B. Dank der bekannten Parallaxen zu relativ nahen Doppelsternen konnte die Abhängigkeit von Masse und Leuchtkraft kalibriert werden.

"Die Regelmäßigkeit des Chaos"

In den Jahren 1910-1913 kamen der dänische Astronom Einar Herzshprung und sein amerikanischer Kollege Henry Russell, die die physikalischen Daten von Sternen mit bekannten Parallaxen analysierten, unabhängig voneinander zu einem faszinierenden Ergebnis. Nachdem die Wissenschaftler eine Tabelle mit dem Verhältnis von Spektrum und Leuchtkraft erstellt hatten, stellten sie fest, dass die Sterne auf dem Tisch nicht in zufälliger Reihenfolge vorliegen, was eine direkte Beziehung zwischen Spektrum, Temperatur, Farbe und Leuchtkraft der Sterne zeigt.


Das Diagramm zeigt, dass die Sterne in mehrere Gruppen (Sequenzen) unterteilt sind. Die Sonne befindet sich wie die meisten Sterne in der Galaxie in der Hauptsequenz. Russell hat zu Recht entschieden, dass das Diagramm auch die Lebensabschnitte der Sterne zeigt.

Die als Hertzsprung-Russell-Diagramm bezeichnete Regelmäßigkeit der „Farbhelligkeit“ ermöglichte es, ihre Leuchtkraft anhand des Sternenspektrums zu bewerten. Bei Kenntnis der Leuchtkraft war es einfach, die absolute Größe der Leuchten mit unbekannten Parallaxen zu bestimmen. Wenn man die scheinbare Größe in einem Abstand von 10 Parsec vom Stern (M) kannte und sie mit der von der Erde aus sichtbaren Größe (m) verglich, war es einfach, den Abstand dazu zu berechnen: 10 Parsec * 10 bis zum Grad (m-M) / 5 (die sogenannte Reduktion der Hauptsequenz).

Das Hauptproblem der Spektralmethode ist eine grobe Abschätzung der Leuchtkraft von Sternen. Sternhaufen eignen sich am besten für diese Methode, bei der der Messfehler teilweise durch eine große Stichprobe von Sternen ausgeglichen wird (der Fehler nimmt auf 20% ab, die Reduzierung der Hauptsequenz ist umso genauer, je größer die Stichprobe von Sternen ist). Darüber hinaus kann diese Methode unter Verwendung der radialen Parallaxen von Clustern in unserer Nähe kalibriert werden.

Hinter den Kulissen der Galaxis

Der niederländische Astronom Jacobus Kaptein untersuchte 1904 die Winkelgeschwindigkeiten von Sternen und entdeckte, dass sich die Sterne in zwei entgegengesetzten Strömen bewegten, was auf die Rotation unseres Sternensystems hinwies. Er initiierte auch die erste groß angelegte Untersuchung der Verteilung von Sternen in unserer Galaxie in Bezug auf Spektrum, Helligkeit und Radialgeschwindigkeit (die Geschwindigkeit eines Objekts entlang der Sichtlinie des Beobachters).

Kaptein und der englische Astronom James haben anhand der Untersuchung der Bewegung von Sternen in der Milchstraße gezeigt, dass sie nicht durch Keplers Gesetze bestimmt wird. Aus den Bewegungsgesetzen der Planeten von Johannes Kepler wissen wir, dass die Umlaufgeschwindigkeit von Objekten mit der Entfernung vom Schwerpunkt abnimmt. In unserer Galaxie gehorchte die Geschwindigkeit der Sterne dieses Musters nicht. Daraus kamen James und Kaptain zu dem Schluss, dass die Milchstraße eine große verborgene Masse hat (der Beginn der Theorie der dunklen Materie).


A - Sterngeschwindigkeitsverteilung nach Keplers Gesetzen. B ist die tatsächliche Geschwindigkeitsverteilung in der Milchstraße.

Diese Studie half bei der Beurteilung des Lichtabsorptionsgrades im interstellaren Raum. Nachdem die Entfernung zu einem bestimmten Stern sowie seine Spektralklasse zuverlässig bestimmt worden war, war es möglich, die Entfernung zu einem weiter entfernten Stern einer ähnlichen Spektralklasse zu berechnen. Hierbei wurde der Effekt der „interstellaren Rötung“ berücksichtigt , weshalb der rote Teil des Spektrums aufgrund der geringeren Absorption der roten Farbe durch interstellare Gase und Staub am stärksten ausgeprägt ist (nicht zu verwechseln mit dem Doppler-Effekt ). Ein ähnlicher Effekt wird auf der Erde beobachtet. Im Zenit wird die Farbe der Sonne als weiß wahrgenommen und errötet, wenn sie sich dem Horizont nähert.

Um die Wende der 1930er Jahre konnten wir durch „interstellare Rötung“ die Größe unserer Galaxie bestimmen - 100.000 Lichtjahre im Durchmesser, und ihr Zentrum befand sich in einer Entfernung von etwa 30.000 sv. Jahre alt.

Navigationskerzen

Eine der häufigsten Methoden zur Bestimmung von Entfernungen in unserer Galaxie gehört zu einer speziellen Klasse von Sternen mit variabler Helligkeit. 1908 entdeckte die amerikanische Astronomin Henrietta Leavitt, die variable Sterne in der kleinen Magellanschen Wolke untersuchte, ein interessantes Muster. Die damaligen Astronomen wussten bereits, dass die Sterne dieser Region zum selben Sternhaufen gehören und gleichermaßen weit von der Erde entfernt sind. Auf dieser Grundlage gelangte Leavitt zu dem Schluss, dass die Periode der Helligkeitsschwankungen variabler Sterne in direktem Zusammenhang mit ihrer Leuchtkraft steht (je länger die Periode, desto größer die Leuchtkraft).

1913 leitete Hertzsprung eine numerische Abhängigkeit der Periodenhelligkeit ab und identifizierte diese Variablen mit Sternen aus der Nähe der Sonne, die ein ähnliches Spektrum hatten und als Cepheiden bekannt waren (benannt nach dem ersten Stern dieser Klasse, der Ende des 18. Jahrhunderts im Cepheus-Delta gefunden wurde). Wenig später wird diese Abhängigkeit vom amerikanischen Astronomen Shapley geklärt.


Periodenverhältnis-Tabelle (P) - absolute Größe (Mv, Durchschnittswert für die Periode) für Cepheiden.

In den späten 1920er Jahren bewies ein anderer amerikanischer Astronom, Edwin Hubble, der Cepheiden im M31-Nebel des Sternbilds Andromeda entdeckt hatte, erstmals, dass dieser Nebel tatsächlich eine separate Galaxie ist. Eine alte Fotografie von Cepheiden in der Galaxie M 31, aufgenommen von Edwin Hubble (unten rechts), vor dem Hintergrund einer modernen Fotografie derselben Cepheiden mit demselben Orbital-Teleskop.




"Cepheiden haben das falsche System"

Mitte des 20. Jahrhunderts war die wissenschaftliche Welt mit dem Paradox der riesigen Milchstraße konfrontiert. Alle untersuchten Galaxien, zu denen die Entfernung durch Cepheiden bestimmt werden konnte (Erfassungsbereich bis zu 10 Millionen Lichtjahre), erwiesen sich als signifikant geringer als unsere. Sogar Kolosse unter elliptischen Galaxien, die größer als jede andere Spiralgalaxie waren, erwiesen sich immer noch als kleiner als unsere. 1952 schlug der deutsche Astronom Walter Baade, der in den USA arbeitete und die Größe von Gas- und Staubnebeln in unserer Galaxie sowie Spiralgalaxien in unserer Nähe verglich, vor, das Ausmaß der intergalaktischen Entfernungen zu überdenken.

Mit früheren Methoden zur Bestimmung interstellarer Entfernungen haben Astronomen bereits festgestellt, dass Gas- und Staubnebel in unserer Galaxie ähnliche Größen haben. Baade schlug vor, dass solche Nebel in der Andromeda-Galaxie ähnliche Dimensionen haben sollten. Entsprechend ihren Spektren und Winkelgrößen schlug der Astronom vor, die Entfernung zu dieser Galaxie von 800.000 sv zu verdoppeln. Jahre alt. bis zu modernen 2,5 Millionen St. Jahre, d.h. Die absolute Größe dieser Art von Cepheid wird viermal unterschätzt. Und die Cepheiden, die zur Bestimmung des Maßstabs unserer Galaxie verwendet wurden, waren hauptsächlich diejenigen, auf deren Grundlage die anfängliche Hertzsprung-Shapley-Kalibrierung durchgeführt wurde und daher die Berechnungen im Allgemeinen korrekt waren.

Heute werden Cepheiden in zwei Typen unterteilt (Grafik unten). Der erste Typ (Klassiker, B. Cep.) Ist ein alter Stern, der in offenen Clustern konzentriert ist. Die zweite Art der Cepheiden W Virgo (W Vir.) Konzentriert sich hauptsächlich auf Kugelhaufen. Ihre Leuchtkraft ist viermal geringer als die der klassischen Cepheiden. Die Verwendung der V-Virgo-Typ-Leuchtkraftabhängigkeit zur Bestimmung der Entfernung zu den klassischen Cepheiden von Andromeda führte zu dem Fehler der ersten Berechnungen intergalaktischer Entfernungen.




Cepheid RS des Sternbildes Porm pulsiert mit einem Zeitraum von 40 Tagen. Dank des Lichtechos des umgebenden Nebels wurde geometrisch ein Abstand von 6.500 Lichtjahren mit einem Rekordfehler von 1,5% (Stand 2008) ermittelt. Diese Genauigkeit ist sehr wichtig für die Kalibrierung der Abstände von „Standardkerzen“, darunter Cepheiden.

Die dritte Art variabler Sterne mit einer Abhängigkeit von der Leuchtkraft der Periode wird nicht mehr als Cepheiden bezeichnet. Dies sind die sogenannten roten Riesen RR Lyrae. Diese alten Sterne mit einer Masse in der Nähe der Sonne übertreffen sie zehnmal in ihrer Leuchtkraft. Ihre Pulsationszeit beträgt normalerweise nicht mehr als 24 Stunden (Cepheiden haben Dutzende und Hunderte von Tagen). Weniger hell als Cepheiden, aber häufiger, Sterne vom Typ RR Lyra eignen sich hervorragend als "Standardkerzen" zur Bestimmung der Entfernungen innerhalb der Milchstraße. Die Anzahl der verschiedenen Arten von Variablen ist nicht nur auf Cepheids- und RR Lyrae-Variablen beschränkt (grün markiert als pulsierend aufgrund der Gravitationskompression). Die rosa Farbe deckt Variablen mit turbulenter Konvektion der äußeren Schichten ab. Die variable Helligkeit von Sternen, die mit akustischen Stoßwellen verbunden sind, wird blau angezeigt.




Universelles "Aufstoßen"

Trotz der hohen Helligkeit von Cepheiden und Riesensternen ist ihre Anwendbarkeit als Standardkerzen immer noch nicht immer möglich. Um die Entfernung zu weiter entfernten Objekten zu bestimmen, greifen Astrophysiker auf die Hilfe von ... Sternzwergen von der Größe unseres Planeten zurück. Weiße Zwerge stellen das letzte Stadium der Evolution von Sternen mit einer Masse nahe der Sonne dar. Wenn sich neben einer solchen „Leiche“ ein alternder Begleitstern befindet, verwandeln sich weiße Zwerge in „Zombies“, die Gase aus den aufgeblasenen äußeren Schichten des Nachbarn absorbieren. Zu einem bestimmten Zeitpunkt erreicht der Weiße Zwerg eine kritische Masse, bei der eine großflächige thermonukleare Detonation von Kohlenstoff stattfindet - eine Supernova-Explosion.

Diese Art von Supernova wird als Klasse Ia klassifiziert, ihre Spektren enthalten keine Wasserstofflinien, aber Calciumlinien sind stark.



Zum Zeitpunkt der Explosion der Klasse Ia erreichen weiße Zwerge die gleiche kritische Masse (Chandrasekhar-Grenze) und haben dementsprechend sehr enge Leuchtdichten (außer Typ Iax). Und wie wir bereits wissen, sind Objekte mit bekannter Leuchtkraft hervorragende Standardkerzen zur Bestimmung kosmischer Entfernungen (innerhalb von 170 Millionen Lichtjahren). Ein ähnlicher Prozess führt zum Auftreten von „neuen“ Sternen (Klasse Q). Diese Art von „explodierenden“ weißen Zwergen ist jedoch hunderte Male schwächer als Supernovae und wird nicht mit der Detonation von Kohlenstoff in Verbindung gebracht, wenn die Chandrasekhar-Grenze erreicht ist (wie bei Typ Ia).


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In großen Galaxien explodieren Supernovae mit einer Häufigkeit von 30-70 Jahren. Etwa ein Drittel von ihnen ist vom Typ Ia. Ib / c-Typen haben auch keine Wasserstofflinien im Spektrum, jedoch sind Calciumlinien schwach und das Auftreten solcher Supernovae wird durch den Gravitationskollaps eines sterbenden massereichen Sterns hervorgerufen (Video unten). Die Art der Supernovae vom Typ II ist dieselbe, jedoch sind Wasserstofflinien im Gegensatz zu Ib in ihren Spektren stark. Entfernungen durch Supernovae der Klassen Ib, Ic, II-L und neuer Q-Sterne werden hauptsächlich durch die Abnahmerate der Helligkeit bei Erreichen der maximal sichtbaren Helligkeit geschätzt.



„Red Far“

Als Edwin Hubble 1929 begann, intergalaktische Entfernungen zu bestimmen, entdeckte er, dass die Doppler-Rotverschiebung der Spektren von Galaxien, die 1912 von seinem Kollegen und Landsmann Slifer gefunden wurde, umso deutlicher ist, je größer die Entfernung zu dieser Galaxie ist (Hubble-Gesetz). Wie wir wissen, begann Hubble, Entfernungen basierend auf einer falschen Kalibrierung von Cepheiden zu bestimmen, und daher war der von ihm im Verhältnis zur Entfernung (Hubble-Konstante) abgeleitete Beschleunigungskoeffizient der Galaxienrezession zu hoch.

Heute wird Hubbles Gesetz durch die kosmologische Rotverschiebung der Spektren von Galaxien aufgrund der Expansion des Universums interpretiert. Der Doppler-Effekt wird in diesem Fall durch die Ausdehnung des Raums verursacht, in dem sich die Lichtwelle ausbreitet, und nicht durch die tatsächliche Bewegung der Galaxien selbst. Paradoxerweise beginnt sich die kosmologische Rotverschiebung in großen Entfernungen merklich zu manifestieren als die von Hubble betriebenen, weshalb sein Gesetz ursprünglich auf der Grundlage von Beobachtungsinterpretationsfehlern abgeleitet wurde. Die Bestimmung des genauen Wertes der Hubble-Konstante (H = 67 km / s / (Mpc) variiert mit der Zeit, ist jedoch an allen Punkten im Universum gleich) ermöglicht es uns, die Entfernungen zu Galaxien in einer Entfernung von einer Milliarde Lichtjahren und darüber hinaus zu bestimmen. Dazu wird die kosmologische Rotverschiebung in den Spektren (z) mit dem Verhältnis der Lichtgeschwindigkeit zur Hubble-Konstante verglichen.





Wie oben erwähnt, ist die Geschwindigkeit der Entfernung von Galaxien (die Ausdehnung des Raums zwischen uns) umso bedeutender, je größer die Entfernung ist. In einer Entfernung von Milliarden von Lichtjahren ist diese Geschwindigkeit so hoch, dass es der Galaxie gelingt, die Entfernung über den Weg der Lichtwelle um ein Vielfaches zu vergrößern. Zum Beispiel fliegt Licht aus der Andromeda-Galaxie 2,5 Millionen Jahre lang zu uns. Während dieser Zeit nähert sich uns die Galaxie „nur“ bei 1000 St. Jahre alt. Daher können wir sagen, dass der sichtbare (Aberration, Dt) Abstand zu M31 praktisch der gleiche ist wie der reale (begleitende, Dc).



Ansonsten ist die Situation weit entfernte Galaxien. Aberration (Dt) und zugehörige (Dc) Entfernungen fallen ungefähr bis zu einer Entfernung von 2 Milliarden St. zusammen. Jahre und stark divergieren, wenn diese Skala überschritten wird. In der populären Literatur wird der Wert der Aberrationsentfernung häufiger verwendet. Dies ist gemeint, wenn die Entfernung zu den am weitesten entfernten Objekten des Universums auf 13 Milliarden St. geschätzt wird. Jahre, während die begleitende Entfernung (bei der sich das Objekt während des Weges der Lichtwelle zurückzog) in zig Milliarden Lichtjahren bestimmt wird.

Zu den Ursprüngen.

Offensichtlich hängt die Genauigkeit der akzeptierten Skala kosmologischer Entfernungen direkt von der Genauigkeit der Bestimmung der Hubble-Konstante ab. Der Wert dieser Konstante hängt wiederum von der Kalibrierung verschiedener Methoden zur Bestimmung der Entfernungen innerhalb der lokalen Galaxiengruppe ab. Die genaueste Methode zur Bestimmung der Entfernung zu lokalen Galaxien ist das Perioden-Leuchtkraft-Verhältnis der guten alten Cepheiden (das Hubble-Teleskop muss häufig nach Cepheiden aus nahe gelegenen Galaxien suchen).

Die Arbeiten zur Kalibrierung der Entfernungen zu Cepheiden in unserer Galaxie und ihren Satelliten, insbesondere den Magellanschen Wolken (dies wird die Abhängigkeit von der Periode und der Leuchtkraft verdeutlichen), werden aktiv fortgesetzt. So wurde kürzlich eine Änderung des Verhältnisses von Periodenhelligkeit zum Alter der Cepheiden sowie die Notwendigkeit festgestellt, ihren Massenverlust zu berücksichtigen. Die genaue Kalibrierung von Entfernungen in unserer Galaxie ist daher für die Kosmologie und die theoretische Physik sehr wichtig, was zur Entwicklung von Wissen über die Evolution von Sternen beitragen kann (Verbesserung der Russell-Tabelle von Hertzsprüg).



Eine Schlüsselrolle bei der Skalierung unserer Galaxie spielen Weltraumkartographen wie Hipparchus und die noch arbeitende Gaia, die ihren Schöpfern kürzlich eine riesige Datenbank mit Milchstraßenobjekten (Video oben) geschickt haben: Positionen von mehr als einer Milliarde Sternen, detaillierte Parameter von 2 Millionen davon . Die Sternenkataloge der Standardkerzen wurden durch Lichtkurven von dreitausend variablen Sternen (Cepheids und RR Lyrae) ergänzt.

Das bisher entwickelte Alphabet mit 26 Methoden zur Bestimmung von Raumentfernungen.
Doppler-Effekt.
Kosmologische Entfernungsskala.
Variable Sterne.
Étoile Variable vom Typ RR Lyrae.
Stern, der das Universum verändert hat, leuchtet in Hubble Photo.

Source: https://habr.com/ru/post/de397509/