होने का अपार पैमाना। भाग 2, "हिचहाइकिंग द यूनिवर्स"

महीने की शुरुआत में, गैया यूरोपीय अंतरिक्ष दूरबीन ने हमारी आकाशगंगा के मानचित्रण के तीन साल बाद पृथ्वी को भेजा। यह मिशन हमारे विश्व के पैमाने के रहस्य को प्रकट करने के लिए मानव जाति की सदियों पुरानी इच्छा का एक निरंतरता है। इस समीक्षा

के पहले भाग में , आपने सौर मंडल में दूरियों का निर्धारण करने के लिए आविष्कारशील तरीकों के बारे में सीखा। इसके बाद, मैं आपको इंटरस्टेलर और अंतर-दूरी के निर्धारण के लिए कोई कम आविष्कारशील तरीकों की खोज और सुधार के क्रॉनिकल से परिचित कराऊंगा।

लंबन हंट

17 वीं शताब्दी के अंत तक, कुछ खगोलविदों ने हमारे ग्रह मंडल के हेलियोसेंट्रिक मॉडल की सच्चाई पर संदेह किया। इसके अलावा, ज्ञात ग्रहों के कक्षा मापदंडों को अपेक्षाकृत उच्च सटीकता के साथ जाना जाता है। आकाशीय यांत्रिकी के अनुसार पृथ्वी, सामान्य ग्रहों की रैंक तक कम हो गई, जिसकी कक्षा 300 मिलियन किमी के व्यास के साथ थी।

2000 साल पहले, सूर्य की दूरी की गणना करने वाले एरिस्टार्कस को पृथ्वी की 15 मिलियन किमी की कक्षा का व्यास प्राप्त हुआ था। लेकिन फिर भी भू-गर्भवाद के समर्थकों ने उनकी सहायक प्रणाली के प्रतिवाद का हवाला देते हुए तर्क दिया कि अंतरिक्ष में पृथ्वी के इस तरह के दोलन के साथ, लोगों को पास के सितारों (तारकीय लंबन) की स्थिति में बदलाव पर ध्यान देना चाहिए था।

आपको याद दिला दूं कि अरिस्टार्चस ने प्रतिवाद का हवाला देते हुए सुझाव दिया था कि तारे पृथ्वी से इतने दूर हैं कि मानव आँख तारकीय लंबन को नोटिस नहीं कर पा रही है। 17 वीं शताब्दी की शुरुआत में आविष्कार किए गए टेलीस्कोप ने मानव आंख की क्षमताओं का बहुत विस्तार किया, हालांकि, अवलोकन में व्यवस्थित त्रुटियों और खगोलीय उपकरणों की अपर्याप्त पूर्णता ने 19 वीं शताब्दी की शुरुआत तक तारकीय लंबन के लिए "शिकार" को खींच लिया।


सितारों के कोणीय लंबन के अनुमानित मॉडल, उनके कोण के झुकाव पर निर्भर करता है जो कि एक्लिप्टिक प्लेन (यानी, पृथ्वी की कक्षा) में है।

हालांकि, पहले से ही इस अवधि में वैज्ञानिक दुनिया के विश्वदृष्टि में महत्वपूर्ण परिवर्तन की योजना बनाई गई है। 18 वीं शताब्दी की शुरुआत में, एडमंड हैली ने सितारों के अपने स्वयं के आंदोलन को देखा, प्राचीन यूनानी समकक्षों के साथ उनके समकालीन स्टार कैटलॉग की तुलना की (कुछ सितारों के निर्देशांक में परिवर्तन पुरातन तालिकाओं की त्रुटियों को पार कर गया)। फिर भी, वैज्ञानिकों ने अपने कोणीय वेग ("तेज, करीब") द्वारा तारों की दूरियों का मोटा अनुमान लगाया।


170 जी के बीच की अवधि में नहर मेजर में सीरियस का आंदोलन। एन। ई। और 18 वीं शताब्दी की शुरुआत। इस अवधि के लिए तारा का कोणीय पथ लगभग 1.5 दृश्य चंद्र डिस्क से मेल खाता है। ग्रिड शिफ्ट पृथ्वी की धुरी की पूर्वता के कारण होता है ।

18 वीं शताब्दी के अंत में, अंग्रेजी खगोलशास्त्री विलियम हर्शल ने उस क्रम का मूल्यांकन करना शुरू किया, जिसमें तारे अपनी चमक के अनुपात में सूर्य से दूर चले जाते हैं। मिल्की वे के विमान में तारों की सांद्रता में वृद्धि को देखते हुए, हर्शल ने सुझाव दिया कि हमारी तारकीय प्रणाली में 15,000 प्रकाश वर्ष के व्यास के साथ एक चपटा रूप है। प्रकाश वर्ष में इकाई इंटरस्केलर दूरियों को मापने के लिए हर्शेल द्वारा पेश की गई थी और पृथ्वी वर्ष (9.4 ट्रिलियन किमी।) के दौरान प्रकाश की किरण द्वारा यात्रा की गई पथ का प्रतिनिधित्व करती है।

1837 में, ए.एस. की मृत्यु के वर्ष में। जर्मन मूल के एक रूसी खगोल विज्ञानी पुसिली स्ट्रुवे के पुश्किन ने दोहरे सितारों की अपनी सूची प्रकाशित की, जिसमें उन्होंने पहली बार वेगा 125 के बराबर वेग मापा था (चंद्रमा से दिखाई देने वाले चेप्स पिरामिड के आधार का कोणीय आकार)। हालांकि बाद के माप पहले से अलग थे, स्ट्रूव को दूसरे स्टार से दूरी की गणना करने वाले पहले खगोलविदों में से एक माना जाता है।

अगले साल, जर्मन खगोल विज्ञानी फ्रेडरिक बेसेल 0.314 सेकंड में 61 साइग्नस के लंबन मूल्य को प्राप्त करेंगे, जो आधुनिक (0.287) से थोड़ा अधिक है। उसी 1838 में, अंग्रेजी खगोलशास्त्री थॉमस हेंडरसन को 1.16 सेकंड (0.747 का एक आधुनिक अनुमान) में अल्फा सेंटॉरी का लंबन मूल्य प्राप्त होगा।


दूर के सितारों की पृष्ठभूमि के खिलाफ प्रॉक्सिमा सेंटॉरी के सितारों की कोणीय गति। सूर्य के चारों ओर पृथ्वी की गति (कोणीय लंबन में परिवर्तन) के कारण तरंग जैसी विकृतियां होती हैं।

अपने सहकर्मियों के काम से प्रभावित होकर, अंग्रेजी खगोलशास्त्री जॉन हर्शेल (विलियम हर्शेल का पुत्र), खगोल विज्ञान के इतिहास में नए मील के पत्थर का वर्णन करता है: "तारामंडल में हमारे प्रवेश के साथ हस्तक्षेप करने वाली दीवार तीन स्थानों में लगभग एक साथ छेड़ी गई थी।"

"अपने सेकंड पर नीचे मत सोचो"

तराजू इतने बड़े थे कि 1 सेकंड के लंबन के साथ एक तारा भी, दो सौ हजार खगोलीय इकाइयों (a.u. = पृथ्वी से सूर्य की दूरी) में दूरी को मापा गया था। इसलिए, बाद में स्टील की तुलना में दूरी को एक कोणीय सेकेंड (शॉर्ट के लिए पार्सेक) के लंबन में मापा जाता है, सशर्त रूप से वह दूरी जिससे पृथ्वी की कक्षा का त्रिज्या 1 सेकंड (50 किमी की दूरी से सीडी-रोम का कोणीय त्रिज्या) के कोण पर दिखाई देता है। 1 खगोलीय पारस लगभग 3.26 सेंट के बराबर है साल।

19 वीं शताब्दी के अंत तक, लगभग 100 सितारों के लंबन मापे गए, हालांकि खगोल विज्ञान में फोटोग्राफी की शुरूआत ने तारकीय लंबन प्राप्त करने की प्रक्रिया को बहुत सरल बना दिया। अमेरिकी खगोलशास्त्री स्लेसिंगर द्वारा विकसित विधि ने गणना की त्रुटि को 0.01 सेकंड तक कम कर दिया, जिससे 1924 तक लगभग 2,000 सितारों के लंबन का पता लगाना संभव हो गया। आधुनिक ग्राउंड-आधारित उपकरण त्रुटि को आधा से 0.005 सेकंड तक कम कर सकते हैं। यानी 650 प्रकाश वर्ष की दूरी तक।


हिप्पार्क अंतरिक्ष यान (बाएं), जिसका नाम प्रसिद्ध प्राचीन ग्रीक खगोलविद के नाम पर रखा गया था, 0.001 सेकेंड की त्रुटि के साथ सितारों के लंबन की गणना करने में सक्षम था। 2013 में शुरू किया गया, गैया स्टेशन(दाएं) लाखों सेकंड की सटीकता के साथ हमारी गैलेक्सी के तारों के लंबन की गणना करता है (कम से कम उज्ज्वल के लिए, एक सेकंड के सैकड़ों लाखों फ्रैक्चर!)। मैट्रिक्स के संकल्प के लिए धन्यवाद, केपलर टेलीस्कोप की तुलना में 10 गुना अधिक है, स्टेशन एक्सोप्लैनेट के लिए 10,000 उम्मीदवारों तक का पता लगाने में सक्षम है।

रंग रसायन

जैसा कि आपने देखा, 19 वीं और 20 वीं शताब्दी की शुरुआत में लंबन विधि केवल सौ प्रकाश वर्ष की एक जोड़ी की दूरी पर लागू थी, गैलेक्सी का मुख्य भाग लंबन निर्धारण के लिए अप्राप्य रहा। हालांकि, रसायनज्ञों की प्रयोगशाला से मदद मिली। 19 वीं शताब्दी के 60 के दशक में, खगोलीय पिंडों की रासायनिक संरचना को निर्धारित करने के लिए खगोलविदों ने पहले से ही स्पेक्ट्रोग्राफी का उपयोग करना शुरू कर दिया था। तो 1866 में तत्व हीलियम (सूर्य के स्पेक्ट्रम में) की खोज की गई थी। वर्णक्रमीय रेखाओं की तीव्रता ने सूर्य और सितारों के प्रकाश क्षेत्र के तापमान को आंकना भी संभव बना दिया।

1866-1877 में इतालवी खगोलशास्त्री और पुजारी एंजेलो सेकची ने तापमान, रंग और रासायनिक संरचना के आधार पर तारों का पहला वर्णक्रमीय वर्गीकरण बनाया। अपने जीवन के अंत में, 1878 में, साकची ने सितारों को 5 वर्गों में विभाजित किया। सेकची सितारों के वर्णक्रमीय वर्गीकरण को हार्वर्ड (1890) द्वारा प्रतिस्थापित किया गया था, जो अभी भी संरक्षित है (नीचे तालिका)।



सितारा चमक रहा है

हिप्पार्कस के समय के बाद से, खगोलविदों ने तारों को चमक के 6 वर्गों में विभाजित किया है, तथाकथित दृश्यमान परिमाण (दृश्य प्रतिभा)। सबसे चमकीले सितारे प्रथम श्रेणी के थे, जो छठे में सबसे कम चमकीले थे। इस मामले में, एक लॉगरिदमिक चमक स्केल प्राप्त किया गया था, जिसमें प्रत्येक अगले परिमाण पिछले एक की तुलना में 2.51 गुना तेज है। आज, वेगा की तुलना में उज्जवल सभी वस्तुओं में नकारात्मक परिमाण हैं, और दूरबीन के आविष्कार ने 6-7 परिमाण से परे सबसे कम उज्ज्वल सितारों के पैमाने का विस्तार किया है।

अपनी चमक के साथ सितारों के लंबन की तुलना करते हुए, खगोलविदों ने जल्दी से महसूस किया कि उत्सर्जित ऊर्जा (चमक) की मात्रा में सितारे एक दूसरे से बहुत अलग हैं। आकाश के सबसे चमकीले तारे हमेशा सबसे करीब नहीं होते थे। तारों की आंतरिक चमक की तुलना करने की सुविधा के लिए, एक स्पष्ट परिमाण की शुरुआत की गई थी, जो स्टार से 32 parsecs (32.6 प्रकाश वर्ष) की दूरी से इसकी स्पष्ट परिमाण को व्यक्त करता है।


आकाश का सबसे चमकीला तारा, सीरियस, में 1.4 की पूर्ण परिमाण है (सभी उत्सर्जन स्पेक्ट्रा में, तथाकथित बॉयोमीट्रिक मूल्य, 10 पार्स के साथ स्पष्ट चमक 1.8 की तुलना में 10% कम होगी)। सूर्य के लिए, यह मान 4.83 (दृश्यमान 4.7) है। यानी सीरियस चमकदारता सौर से 25 गुना अधिक है।


सूर्य और सीरियस के आकार दिग्गजों के सितारों की पृष्ठभूमि के खिलाफ। हमारे स्टार की तुलना में एंट्रेस लगभग 1000 गुना बड़ा है, हालांकि, दोनों सितारे केवल 10 बार द्रव्यमान (पृथ्वी और मंगल ग्रह के द्रव्यमान में अंतर) में भिन्न हैं। Antares का एक साथी सितारा है, Antares B. अपेक्षाकृत निकटवर्ती बाइनरी सितारों के लिए जाने-माने लंबन के लिए धन्यवाद, द्रव्यमान-चमकता निर्भरता को कैलिब्रेट करना संभव था।

"अराजकता की नियमितता"

1910-1913 में, डेनमार्क के खगोलविद आइरन हर्ज़श्रंग और उनके अमेरिकी सहयोगी हेनरी रसेल ने ज्ञात लंबन के साथ सितारों के भौतिक डेटा का विश्लेषण करते हुए, स्वतंत्र रूप से एक पेचीदा निष्कर्ष पर पहुंचे। स्पेक्ट्रम और चमकदारता के अनुपात की एक तालिका संकलित करने के बाद, वैज्ञानिकों ने पाया कि तालिका के तारे यादृच्छिक क्रम में नहीं हैं, जो सितारों के स्पेक्ट्रम, तापमान, रंग और चमक के बीच सीधा संबंध प्रदर्शित करते हैं।


आरेख से पता चलता है कि तारों को कई समूहों (अनुक्रमों) में विभाजित किया गया है। सूर्य, आकाशगंगा के अधिकांश तारों की तरह, मुख्य अनुक्रम में स्थित है। रसेल ने सही ढंग से तय किया कि आरेख सितारों के जीवन के चरणों को भी प्रदर्शित करता है।

"कलर-ल्यूमिनोसिटी" नियमितता, जिसे हर्ट्ज़स्प्रंग-रसेल आरेख कहा जाता है, ने सितारों के स्पेक्ट्रम से उनकी चमक का मूल्यांकन करना संभव बना दिया। चमकदारता को जानते हुए, अज्ञात लंबन के साथ प्रकाशकों के पूर्ण परिमाण को निर्धारित करना आसान था। स्टार (M) से 10 पारसेक की दूरी पर स्पष्ट परिमाण को जानना, और इसकी तुलना पृथ्वी (m) से दिखाई देने वाले परिमाण से करना, इससे दूरी की गणना करना आसान था: 10 parsec * 10 से डिग्री (m-M) / 5 (मुख्य अनुक्रम के तथाकथित कमी)।

वर्णक्रमीय विधि की मुख्य समस्या सितारों की चमक का मोटा अनुमान है। स्टार क्लस्टर इस पद्धति के लिए सबसे उपयुक्त हैं, जहां माप त्रुटि आंशिक रूप से तारों के एक बड़े नमूने द्वारा ऑफसेट की जाती है (त्रुटि घटकर 20% हो जाती है, मुख्य अनुक्रम कटौती तारों के नमूने से अधिक सटीक होती है)। इसके अलावा, इस विधि को हमारे करीबी समूहों के रेडियल लंबन का उपयोग करके कैलिब्रेट किया जा सकता है।

गैलेक्सी के दृश्यों के पीछे

तारों के कोणीय वेगों का अध्ययन करते हुए, डच खगोलशास्त्री जैकबस कपेटिन ने 1904 में पता लगाया कि तारे विपरीत दिशाओं में दो विपरीत दिशाओं में चलते हैं, जिससे हमारी तारा प्रणाली के घूमने का संकेत मिलता है। उन्होंने स्पेक्ट्रम, चमक और रेडियल वेलोसिटी (ऑब्जर्वर लाइन ऑफ़ विज़न की रेखा के साथ किसी वस्तु की गति) के संदर्भ में हमारी आकाशगंगा में तारों के वितरण का पहला बड़े पैमाने पर अध्ययन शुरू किया।

कपेटिन और अंग्रेजी खगोलशास्त्री जेम्स ने मिल्की वे में सितारों की गति के अध्ययन के आधार पर दिखाया कि यह केप्लर के नियमों द्वारा निर्धारित नहीं है। जोहान्स केपलर के ग्रहों की गति के नियमों से, हम जानते हैं कि गुरुत्वाकर्षण के केंद्र से दूरी के साथ वस्तुओं का कक्षीय वेग कम हो जाता है। हमारी आकाशगंगा में, इस पैटर्न के तारों की गति का पालन नहीं हुआ। इससे जेम्स और कपटैन इस नतीजे पर पहुंचे कि मिल्की वे में एक बड़ा छिपा हुआ द्रव्यमान है (डार्क मैटर के सिद्धांत की शुरुआत)।


केप्लर के नियमों के अनुसार ए - स्टार वेग वितरण। बी मिल्की वे में वास्तविक वेग वितरण है।

इस अध्ययन से इंटरस्टेलर स्पेस में प्रकाश अवशोषण की डिग्री का आकलन करने में मदद मिली। इसलिए, एक निश्चित स्टार की दूरी, साथ ही साथ उसके वर्णक्रमीय वर्ग में एक विश्वसनीय तरीके से निर्धारित होने के कारण, एक समान वर्णक्रमीय वर्ग के अधिक दूर के तारे की दूरी की गणना करना संभव था। इसके लिए, "इंटरस्टेलर रेडडेनिंग" के प्रभाव को ध्यान में रखा गया था , जिसके कारण स्पेक्ट्रम का लाल हिस्सा इंटरस्टेलर गैसों और धूल द्वारा लाल रंग के कम अवशोषण ( डॉपलर प्रभाव से भ्रमित नहीं होना ) के कारण स्पष्ट है । इसी तरह का प्रभाव पृथ्वी पर भी देखा जाता है, सूर्य के क्षितिज पर सूर्य का रंग क्षितिज के निकट होने पर लाल रंग का माना जाता है।

1930 के दशक के मोड़ पर, "इंटरस्टेलर रेडनेस" ने हमें अपनी आकाशगंगा के आकार का निर्धारण करने की अनुमति दी - 100,000 प्रकाश-वर्ष व्यास, और इसका केंद्र लगभग 30,000 sv की दूरी पर स्थित था। वर्षों पुराना है।

नेविगेशनल "मोमबत्तियाँ"

हमारी आकाशगंगा में दूरियों को निर्धारित करने के लिए सबसे आम तरीकों में से एक विशेष वर्ग के तारों की चमक के साथ है। 1908 में, अमेरिकी खगोलशास्त्री हेनरिटा लेविट ने स्मॉल मैगेलैनिक क्लाउड में चर सितारों का अध्ययन करते हुए एक दिलचस्प पैटर्न की खोज की। उस समय के खगोलविदों को पहले से ही पता था कि इस क्षेत्र के तारे एक ही तारा समूह के हैं और पृथ्वी से समान रूप से दूर हैं। इसके आधार पर, लेविट ने निष्कर्ष निकाला कि चर सितारों की चमक में उतार-चढ़ाव की अवधि सीधे उनकी चमक (लंबी अवधि, अधिक से अधिक चमकदार) से संबंधित होती है।

1913 में, हर्ट्ज़स्प्रंग ने पीरियड-ल्यूमिनोसिटी की एक संख्यात्मक निर्भरता प्राप्त की, जो सूर्य के आस-पास के तारों के साथ इन चरों की पहचान करते थे, जो एक समान स्पेक्ट्रम था और इसे सेफ़ाइड्स के रूप में जाना जाता था (18 वीं शताब्दी के उत्तरार्ध में सेफेश डेल्टा के इस वर्ग के पहले खोजे गए सितारे के नाम पर)। थोड़ी देर बाद, यह निर्भरता अमेरिकी खगोल विज्ञानी शालेय द्वारा स्पष्ट की जाएगी।


अवधि अनुपात तालिका (पी) - सेफिड के लिए पूर्ण परिमाण (एमवी, अवधि के लिए औसत मूल्य)।

1920 के दशक के अंत में, एक अन्य अमेरिकी खगोल विज्ञानी एडविन हबल, ने नक्षत्र एंड्रोमेडा के M31 नेबुला में सेफिड्स की खोज की, पहली बार साबित किया कि यह नेबुला वास्तव में एक अलग आकाशगंगा है। एडविन हबल (नीचे दाईं ओर) द्वारा बनाई गई आकाशगंगा M 31 में सेफहेड्स की एक पुरानी तस्वीर, उसी कक्षीय दूरबीन के साथ उसी सेफ़िड्स की एक आधुनिक तस्वीर की पृष्ठभूमि के खिलाफ।






20 वीं शताब्दी के मध्य तक "सेफेड्स की गलत प्रणाली है" , वैज्ञानिक दुनिया को विशाल मिलन वे के विरोधाभास का सामना करना पड़ा। सभी अध्ययनित आकाशगंगाओं के लिए जहां सेफहेड्स द्वारा दूरी का निर्धारण करना संभव था (10 मिलियन प्रकाश वर्ष तक का पता लगाने की सीमा) हमारे मुकाबले काफी कम थी। यहां तक ​​कि अण्डाकार आकाशगंगाओं के बीच भी, किसी अन्य सर्पिल आकाशगंगा से बड़ी होने के बावजूद, अभी भी हमारी तुलना में छोटी है। 1952 में, संयुक्त राज्य अमेरिका में काम करने वाले जर्मन खगोलशास्त्री वाल्टर बाडे ने हमारी आकाशगंगा में गैस और धूल के कुहासे के आकार की तुलना करने के साथ-साथ हमारे पास की सर्पिल आकाशगंगाओं को भी अंतर दूरी के पैमाने पर पुनर्विचार करने का सुझाव दिया।

इंटरस्टेलर दूरी को निर्धारित करने के लिए पिछले तरीकों का उपयोग करते हुए, खगोलविदों ने पहले ही ध्यान दिया है कि हमारी आकाशगंगा में गैस और धूल नीहारिका के आकार समान हैं। बाडे ने सुझाव दिया कि एंड्रोमेडा आकाशगंगा में इस तरह के निहारिका के समान आयाम होने चाहिए। उनके स्पेक्ट्रा और कोणीय आकार के अनुसार, खगोलविद ने सुझाव दिया कि इस आकाशगंगा की दूरी दोगुनी होनी चाहिए, 800,000 sv से। वर्षों पुराना है। आधुनिक 2.5 मिलियन सेंट तक साल, यानी इस प्रकार के सेफिड के पूर्ण परिमाण को 4 बार कम करके आंका जाता है। और हमारी आकाशगंगा के पैमाने को निर्धारित करने के लिए इस्तेमाल की जाने वाली सेफिड्स मुख्य रूप से वे थे जिनके आधार पर प्रारंभिक हर्ट्ज़स्प्रंग-शेप्ले अंशांकन किया गया था और इसलिए गणना आम तौर पर सही थी।

आज, सेफैड्स को दो प्रकारों में विभाजित किया जाता है (नीचे ग्राफ)। पहला प्रकार (क्लासिक, बी। सी। एफ।), एक पुराना सितारा है, जो खुले समूहों में केंद्रित है। दूसरे प्रकार के सेफिड्स डब्ल्यू कन्या (डब्ल्यू वीआर) मुख्य रूप से गोलाकार समूहों में केंद्रित है। उनकी चमक शास्त्रीय सीफिड की तुलना में 4 गुना कम है। एंड्रोमेडा के शास्त्रीय सीफिड्स के लिए दूरी का निर्धारण करने के लिए वी-कन्या टाइप-ल्यूमिनोसिटी निर्भरता का उपयोग करने से अंतर दूरी की पहली गणना की त्रुटि हुई।




तारामंडल के सेफिड आरएस 40 दिनों की अवधि के साथ स्पंदित होते हैं। आसपास के निहारिका की हल्की गूंज के लिए धन्यवाद, 6,500 प्रकाश वर्ष की दूरी को ज्यामितीय तरीके से निर्धारित किया गया था, जिसमें 1.5% (2008 के अनुसार) की रिकॉर्ड त्रुटि थी। इस तरह की सटीकता "मानक मोमबत्तियाँ" दूरी को कैलिब्रेट करने के लिए बहुत महत्वपूर्ण है, जिनमें से एक सेफेड्स है।

अवधि-चमकदार निर्भरता वाले तीसरे प्रकार के चर सितारों को अब सेफिड्स के रूप में संदर्भित नहीं किया जाता है। ये तथाकथित लाल दिग्गज आरआर लाइरे हैं। सौर के निकट द्रव्यमान वाले ये पुराने तारे प्रकाशमान काल में इसे पार कर जाते हैं। उनकी धड़कन की अवधि आमतौर पर 24 घंटे से अधिक नहीं होती है (सेफिड्स में दसियों और सैकड़ों दिन होते हैं)। सेफिड्स की तुलना में कम उज्ज्वल, लेकिन अधिक सामान्य, आरआर लाइरा प्रकार के सितारे मिल्की वे के भीतर दूरी का निर्धारण करने के लिए "मानक मोमबत्तियाँ" के रूप में महान हैं। विभिन्न प्रकार के चर की संख्या केवल सेफैड्स और आरआर लाइरे चर तक सीमित नहीं है (गुरुत्वाकर्षण संपीड़न के कारण हरे रंग में स्पंदन के रूप में संकेत दिया गया है)। गुलाबी रंग बाहरी परतों के अशांत संवहन के साथ चर को कवर करता है। ध्वनिक सदमे तरंगों से जुड़े सितारों की चर चमक नीले रंग में इंगित की गई है।




सार्वभौमिक पैमाने की "बेलचिंग"

सेफहेड्स और विशालकाय सितारों की उच्च चमक के बावजूद, मानक मोमबत्तियों के रूप में उनकी प्रयोज्यता अभी भी हमेशा संभव नहीं है। अधिक दूर की वस्तुओं की दूरी तय करने के लिए, एस्ट्रोफिजिसिस्ट ... की मदद से हमारे ग्रह के आकार को बौना करते हैं। सफेद बौने सूरज के करीब द्रव्यमान के साथ सितारों के विकास में अंतिम चरण का प्रतिनिधित्व करते हैं। अगर इस तरह के "लाश" के बगल में एक बूढ़ा साथी सितारा है, तो सफेद बौने "लाश" में बदल जाते हैं, पड़ोसी की फुलाए हुए बाहरी परतों से गैसों को अवशोषित करते हैं। एक निश्चित समय पर, सफेद बौना एक महत्वपूर्ण द्रव्यमान तक पहुंच जाता है जिस पर कार्बन के बड़े पैमाने पर थर्मोन्यूक्लियर विस्फोट होता है - एक सुपरनोवा विस्फोट।

इस प्रकार के सुपरनोवा को वर्ग IA के रूप में वर्गीकृत किया गया है; उनके स्पेक्ट्रा में हाइड्रोजन रेखाएं नहीं हैं, लेकिन कैल्शियम लाइनें मजबूत हैं।



कक्षा Ia के विस्फोट के समय, सफेद बौने एक ही महत्वपूर्ण द्रव्यमान (चंद्रशेखर सीमा) तक पहुंचते हैं और, तदनुसार, बहुत करीने से प्रकाशमान होते हैं (प्रकार Iax को छोड़कर)। और जैसा कि हम पहले से ही जानते हैं, लौकिक दूरी (170 मिलियन प्रकाश वर्ष के भीतर) का निर्धारण करने के लिए एक ज्ञात प्रकाशयुक्त वस्तुएं उत्कृष्ट मानक मोमबत्तियाँ हैं। इसी तरह की एक प्रक्रिया "नए" सितारों (वर्ग क्यू) की उपस्थिति की ओर ले जाती है, हालांकि, इस प्रकार के "विस्फोट" सफेद बौनों को सुपरनोवा की तुलना में सैकड़ों बार बेहोश किया जाता है और चंद्रशेखर की सीमा (प्रकार Ia में) तक पहुंचने पर कार्बन विस्फोट से जुड़ा नहीं है।


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

बड़ी आकाशगंगाओं में, सुपरनोवा समय / 30-70 वर्षों की आवृत्ति पर फट जाता है। उनमें से लगभग एक तिहाई प्रकार Ia के हैं। इब / सी प्रकार के स्पेक्ट्रम में हाइड्रोजन लाइनें नहीं होती हैं, हालांकि, उनमें कैल्शियम की रेखाएं कमजोर होती हैं और इस तरह के सुपरनोवा की उपस्थिति एक बड़े पैमाने पर मरने वाले स्टार (नीचे वीडियो) के गुरुत्वाकर्षण पतन से उकसाया जाता है। टाइप II सुपरनोवा की प्रकृति समान है, हालांकि, आईबी के विपरीत, उनके स्पेक्ट्रा में हाइड्रोजन लाइनें मजबूत हैं। वर्गों के सुपरनोवा द्वारा दूरियाँ Ib, Ic, II-L और नए Q तारे मुख्य रूप से अधिकतम दृश्यमान चमक तक पहुँचने पर चमक में कमी की दर से अनुमान लगाए जाते हैं।



"रेड फ़ार"

1929 में, अंतर दूरी को निर्धारित करने के लिए शुरू करते हुए, एडविन हबल ने पाया कि आकाशगंगाओं के स्पेक्ट्रा के डॉपलर पुनर्वितरण, उनके सहकर्मी और हमवतन स्लिफ़र द्वारा 1912 में पाए गए, जितना अधिक ध्यान देने योग्य है, इस आकाशगंगा (हबल के नियम) से अधिक दूरी। जैसा कि हम जानते हैं, हबल ने सेफिड्स के एक गलत अंशांकन के आधार पर दूरियों का निर्धारण करना शुरू किया, और इसलिए उनके द्वारा दूरी (हबल स्थिरांक) के अनुपात में प्राप्त आकाशगंगा मंदी का त्वरण गुणांक बहुत अधिक था।

आज, हबल के नियम की व्याख्या ब्रह्मांड के विस्तार के कारण आकाशगंगाओं के स्पेक्ट्रा के ब्रह्मांड संबंधी रेडशिफ्ट द्वारा की गई है। इस मामले में डॉपलर प्रभाव उस स्थान के विस्तार के कारण होता है जिसमें प्रकाश तरंग का प्रसार होता है, न कि स्वयं आकाशगंगाओं के वास्तविक संचलन द्वारा। विरोधाभासी रूप से, कॉस्मोलॉजिकल रेडशिफ्ट हबल द्वारा संचालित लोगों की तुलना में बड़ी दूरी पर खुद को प्रकट करना शुरू कर देता है, इसलिए उसका कानून मूल रूप से अवलोकन व्याख्या त्रुटियों पर आधारित था। हबल स्थिरांक (H = 67km / s / (Mpc) का सटीक मान निर्धारित करना, समय के साथ बदलता रहता है, लेकिन यह ब्रह्मांड के सभी बिंदुओं पर समान है) हमें एक अरब प्रकाश वर्ष और उससे आगे की दूरी पर आकाशगंगाओं की दूरी निर्धारित करने की अनुमति देता है। इसके लिए स्पेक्ट्रा (z) में कॉस्मोलॉजिकल रेडशिफ्ट की तुलना हबल स्थिरांक से प्रकाश की गति के अनुपात से की जाती है।





जैसा कि ऊपर उल्लेख किया गया है, आकाशगंगाओं को हटाने की गति (हमारे बीच अंतरिक्ष का विस्तार) अधिक महत्वपूर्ण है, दूरी जितनी अधिक है। अरबों प्रकाश वर्ष की दूरी पर, यह गति ऐसी है कि प्रकाश तरंग के पथ पर आकाशगंगा कई बार दूरी बढ़ाती है। उदाहरण के लिए, एंड्रोमेडा आकाशगंगा से प्रकाश हमारे लिए 2.5 मिलियन वर्ष तक उड़ता है, उस समय के दौरान 1000 सेंट में केवल आकाशगंगा ही हमसे "केवल" संपर्क करती है वर्षों पुराना है। इसलिए, हम कह सकते हैं कि M31 के लिए दृश्यमान (विपथन, Dt) दूरी व्यावहारिक रूप से वास्तविक (सहवर्ती, Dc) के समान है।



अन्यथा, स्थिति दूर आकाशगंगाओं है। एबेरेशन (Dt) और संबद्ध (Dc) की दूरी लगभग 2 बिलियन सेंट की दूरी तक होती है इस पैमाने को पार करने पर वर्षों, और दृढ़ता से विचलन होता है। लोकप्रिय साहित्य में, अवक्षेपण दूरी का मूल्य अधिक बार उपयोग किया जाता है, यह वह है जब ब्रह्मांड की सबसे दूर की वस्तुओं की दूरी का अनुमान 13 बिलियन सेंट है वर्ष, जबकि साथ की दूरी (जिस पर प्रकाश लहर के मार्ग के दौरान पीछे हट गई वस्तु) को दसियों अरबों प्रकाश वर्ष में निर्धारित किया जाता है।

उत्पत्ति के लिए।

जाहिर है, कॉस्मोलॉजिकल दूरियों के स्वीकृत पैमाने की निष्ठा सीधे हबल स्थिरांक के निर्धारण की सटीकता पर निर्भर करती है। बदले में इस स्थिरांक का मान आकाशगंगाओं के स्थानीय समूह के भीतर दूरियों के निर्धारण के लिए विभिन्न तरीकों के अंशांकन पर निर्भर करता है। स्थानीय आकाशगंगाओं के लिए दूरी निर्धारित करने के लिए सबसे सटीक तरीका अच्छे पुराने सेफिड्स की अवधि-प्रकाश-अनुपात अनुपात है (हबल टेलीस्कोप को अक्सर पास की आकाशगंगाओं से सेफिड्स की खोज करनी होती है)।

हमारे गैलेक्सी और उसके उपग्रहों के भीतर सेफिड्स के लिए दूरी के अंशांकन पर काम, विशेष रूप से मैगेलैनिक बादल (यह अवधि स्पष्ट करेगा - प्रकाश निर्भरता) सक्रिय रूप से जारी है। तो, हाल ही में सेफहेड्स की उम्र के साथ-साथ पीरियड-ल्यूमिनोसिटी के अनुपात में बदलाव देखने को मिला, साथ ही उनके जन हानि को भी ध्यान में रखने की आवश्यकता थी। तो हमारी आकाशगंगा में दूरी का सटीक अंशांकन ब्रह्मांड विज्ञान और सैद्धांतिक भौतिकी के लिए बहुत महत्वपूर्ण है, जो तारों के विकास के बारे में ज्ञान के विकास में मदद कर सकता है (हर्ट्ज़स्प्रग के रसेल तालिका में सुधार)।



हमारी आकाशगंगा को स्केल करने में एक महत्वपूर्ण भूमिका हिप्पोर्कस और अभी भी काम कर रहे गैया जैसे अंतरिक्ष कार्टूनिस्ट द्वारा निभाई जाती है, जिसने हाल ही में अपने रचनाकारों को मिल्की वे ऑब्जेक्ट्स (ऊपर वीडियो) का एक विशाल डेटाबेस भेजा: एक अरब से अधिक सितारों की स्थिति, उनमें से 2 मिलियन के विस्तृत पैरामीटर। । मानक मोमबत्तियों के तारकीय कैटलॉग को 3 हजार चर सितारों (सेफहेड्स और आरआर लाइरे) के हल्के घटता द्वारा पूरक किया गया था। अंतरिक्ष की दूरी तय करने के लिए 26 विधियों

की वर्णमाला आज तक विकसित हुई है। डॉपलर प्रभाव। कॉस्मोलॉजिकल डिस्टेंस स्केल। चर तारे। Étoile वेरिएबल डे टाइप RR Lyrae। स्टार दैट ने हबल फोटो में यूनिवर्स शाइन को बदल दिया।

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