Skala makhluk yang luar biasa. Bagian 2, “Menumpang Semesta”

Pada awal bulan, Teleskop Ruang Angkasa Gaia Eropa mengirim ke Bumi hasil dari tiga tahun pemetaan galaksi kita. Misi ini merupakan kelanjutan dari hasrat umat manusia yang telah berusia berabad-abad untuk mengungkapkan rahasia skala dunia kita.

Di bagian pertama ulasan ini, Anda belajar tentang metode inventif untuk menentukan jarak di tata surya. Selanjutnya, saya akan memperkenalkan Anda pada kronik pencarian dan peningkatan metode inventif untuk menentukan jarak antarbintang dan intergalaksi.

Perburuan Paralaks

Pada akhir abad ke-17, beberapa astronom meragukan kebenaran model heliosentris sistem planet kita. Selain itu, parameter orbit planet yang dikenal telah dikenal dengan akurasi yang relatif tinggi. Bumi, direduksi menjadi pangkat planet-planet biasa, menurut mekanika langit, memiliki orbit dengan diameter 300 juta km.

2000 tahun sebelumnya, Aristarchus, yang menghitung jarak ke Matahari, menerima diameter orbit bumi 15 juta km. Tetapi bahkan pada saat itu para pendukung geosentrisme mengutip pertentangan dengan sistem heliosentrisnya, dengan alasan bahwa dengan osilasi Bumi yang sedemikian besar di ruang angkasa, orang-orang seharusnya memperhatikan perubahan posisi bintang-bintang di dekatnya (stellar parallax).

Izinkan saya mengingatkan Anda bahwa Aristarchus melawan balik, menyarankan bahwa bintang-bintang begitu jauh dari Bumi sehingga mata manusia tidak dapat melihat paralaks bintang. Teleskop yang ditemukan pada awal abad ke-17 sangat memperluas kemampuan mata manusia, namun, kesalahan sistematis dalam pengamatan dan kesempurnaan instrumen astronomi yang tidak memadai menyeret "perburuan" untuk paralaks bintang hingga awal abad ke-19.


Model prediksi paralaks sudut bintang tergantung pada kemiringan sudutnya terhadap bidang ekliptika (mis., Orbit Bumi).

Namun, sudah dalam periode ini perubahan signifikan direncanakan dalam pandangan dunia dunia ilmiah. Pada awal abad ke-18, Edmond Halley memperhatikan pergerakan bintangnya sendiri, membandingkan katalog bintang sezaman dengannya dengan rekan-rekan Yunani kuno (perubahan dalam koordinat beberapa bintang melebihi kesalahan tabel zaman purba). Bahkan kemudian, para ilmuwan membuat perkiraan kasar tentang jarak ke bintang-bintang dengan kecepatan sudutnya ("semakin cepat, semakin dekat").


Pergerakan Sirius di konstelasi Canis Major pada periode antara 170g. n e. dan awal abad ke-18. Jalur sudut bintang untuk periode ini kira-kira sama dengan 1,5 disk bulan yang terlihat. Pergeseran kisi disebabkan oleh presesi sumbu bumi .

Pada akhir abad ke-18, astronom Inggris William Herschel mulai mengevaluasi urutan perpindahan bintang-bintang dari Matahari sesuai dengan kecerahannya. Memperhatikan peningkatan konsentrasi bintang-bintang di bidang Bima Sakti, Herschel menyarankan bahwa sistem bintang kita memiliki penampilan yang rata dengan diameter 15.000 tahun cahaya. Unit pada tahun cahaya diperkenalkan oleh Herschel untuk mengukur jarak antarbintang dan mewakili jalur yang dilalui oleh sinar cahaya selama tahun bumi (9,4 triliun km).

Pada tahun 1837, pada tahun kematian A.S. Pushkin, seorang astronom Rusia asal Jerman Vasily Struve, menerbitkan katalog bintang binernya, di mana ia pertama kali menunjukkan pengukuran paralaks Vega sebesar 0,125 detik (ukuran sudut pangkal piramida Cheops, terlihat dari Bulan). Meskipun pengukuran selanjutnya berbeda dari yang pertama, Struve dianggap sebagai salah satu astronom pertama yang menghitung jarak ke bintang lain.

Tahun depan, astronom Jerman Friedrich Bessel akan menerima nilai paralaks 61 Cygnus, dalam 0,314 detik, sedikit lebih banyak dari yang modern (0,287). Pada tahun 1838 yang sama, astronom Inggris Thomas Henderson akan menerima nilai paralaks dari Alpha Centauri dalam 1,16 detik (perkiraan modern 0,747).


Gerak sudut bintang Proxima Centauri dengan latar belakang bintang yang jauh. Distorsi seperti gelombang disebabkan oleh pergerakan Bumi di sekitar Matahari (perubahan paralaks sudut).

Tercengang oleh karya rekan-rekannya, astronom Inggris John Herschel (putra William Herschel), menggambarkan tonggak baru dalam sejarah astronomi: "tembok yang mengganggu penetrasi kita ke dalam alam semesta bintang hampir secara bersamaan pecah di tiga tempat."

"Jangan meremehkan detik-detikmu"

Timbangannya begitu besar sehingga bahkan hingga bintang dengan paralaks 1 detik, jarak diukur dalam dua ratus ribu unit astronomi (au = jarak dari Bumi ke Matahari). Oleh karena itu, jarak yang lebih lambat dari baja diukur dalam paralaks satu detik bersudut (parsek singkatnya), secara kondisional jarak dari mana jari-jari orbit bumi terlihat pada sudut 1 detik (jari-jari sudut CD-ROM dari jarak 50 km). 1 parsec astronomi kira-kira sama dengan 3,26 St. tahun.

Pada akhir abad ke-19, paralaks sekitar 100 bintang diukur, namun pengenalan fotografi ke dalam astronomi sangat menyederhanakan proses mendapatkan paralaks bintang. Metode yang dikembangkan oleh astronom Amerika Schlesinger mengurangi kesalahan perhitungan menjadi 0,01 detik, sehingga memungkinkan untuk mendeteksi paralaks dari hampir 2.000 bintang pada tahun 1924. Instrumen berbasis darat modern dapat mengurangi kesalahan hingga setengahnya menjadi 0,005 detik. Yaitu ke jarak 650 tahun cahaya.


Pesawat ruang angkasa Hipparch (kiri), dinamai setelah astronom Yunani kuno yang terkenal, mampu menghitung paralaks bintang dengan kesalahan 0,001 detik. Diluncurkan pada 2013, Gaia Station(kanan) menghitung paralaks dari bintang-bintang Galaxy kita dengan akurasi jutaan detik (untuk yang paling cerdas, ratusan juta fraksi per detik!). Berkat resolusi matriks, 10 kali lebih tinggi dari teleskop Kepler, stasiun ini mampu mendeteksi hingga 10.000 kandidat untuk planet ekstrasurya.

Kimia warna

Seperti yang Anda perhatikan, metode paralaks pada akhir abad ke-19 dan awal ke-20 hanya dapat diterapkan pada jarak beberapa ratus tahun cahaya, bagian utama Galaksi tetap tidak terjangkau untuk menentukan paralaks. Namun, bantuan datang dari laboratorium ahli kimia. Pada 60-an abad ke-19, para astronom sudah mulai menggunakan spektrografi untuk menentukan komposisi kimiawi benda-benda langit. Jadi pada tahun 1866 unsur helium ditemukan (dalam spektrum Matahari). Intensitas garis spektral juga memungkinkan untuk menilai suhu fotosfer Matahari dan bintang.

Astronom dan pendeta Italia Angelo Secchi, pada tahun 1866-1877 menciptakan klasifikasi spektral pertama bintang-bintang tergantung pada suhu, warna, dan komposisi kimia. Menjelang akhir hidupnya, pada tahun 1878, Secchi membagi bintang menjadi 5 kelas. Klasifikasi spektral bintang Secchi digantikan oleh Harvard (1890), yang masih dipertahankan (tabel di bawah).



Bintang bersinar

Sejak zaman Hipparchus, para astronom telah membagi bintang menjadi 6 kelas kecerahan, yang disebut magnitudo bintang terlihat (brilliance terlihat). Bintang-bintang paling terang berasal dari kelas pertama, paling tidak terang keenam. Dalam hal ini, skala kecerahan logaritmik diperoleh, di mana setiap besaran berikutnya adalah 2,51 kali lebih terang dari yang sebelumnya. Saat ini, semua benda yang lebih terang daripada Vega memiliki magnitudo negatif, dan penemuan teleskop telah memperluas skala bintang paling terang di luar 6-7 magnitudo.

Membandingkan paralaks bintang-bintang dengan kecerahannya, para astronom dengan cepat menyadari bahwa bintang-bintang sangat berbeda satu sama lain dalam jumlah energi yang dipancarkan (luminositas). Bintang-bintang paling terang di langit tidak selalu menjadi yang terdekat. Untuk kenyamanan membandingkan luminositas intrinsik bintang-bintang, sebuah magnitudo absolut diperkenalkan, menyatakan besarnya yang terlihat dari jarak 10 parsec dari bintang (32,6 tahun cahaya).


Bintang paling terang di langit, Sirius, memiliki magnitudo absolut 1,4 (dalam semua spektrum emisi, yang disebut nilai bolometrik, kecerahan jelas dengan 10 parsec akan 10% lebih rendah dari 1,8). Untuk Matahari, nilai ini adalah 4,83 (terlihat 4,7). Yaitu Luminositas Sirius melebihi matahari sebanyak 25 kali.


Ukuran Matahari dan Sirius dengan latar belakang bintang-bintang raksasa. Antares hampir 1000 kali lebih besar dari bintang kita, namun, kedua bintang itu hanya memiliki massa 10 kali (perbedaan massa Bumi dan Mars). Antares memiliki bintang pendamping, Antares B. Berkat paralaks yang terkenal untuk bintang-bintang biner yang relatif dekat, adalah mungkin untuk mengkalibrasi ketergantungan massa-luminositas.

"Keteraturan kekacauan"

Pada tahun 1910-1913, astronom Denmark Einar Herzshprung dan rekan Amerika-nya Henry Russell, menganalisis data fisik bintang-bintang dengan paralaks yang diketahui, secara independen sampai pada kesimpulan yang menarik. Setelah menyusun tabel rasio spektrum dan luminositas, para ilmuwan menemukan bahwa bintang-bintang di atas meja tidak dalam urutan acak, menunjukkan hubungan langsung antara spektrum, suhu, warna, dan luminositas bintang.


Diagram menunjukkan bahwa bintang-bintang dibagi menjadi beberapa kelompok (urutan). Matahari, seperti kebanyakan bintang di galaksi, terletak di urutan utama. Russell dengan benar memutuskan bahwa diagram juga menampilkan tahapan kehidupan bintang.

Keteraturan "warna-luminositas", yang disebut diagram Hertzsprung-Russell, memungkinkan untuk mengevaluasi luminositas mereka dari spektrum bintang. Mengetahui luminositas, mudah untuk menentukan besarnya absolut dari tokoh-tokoh dengan paralaks yang tidak diketahui. Mengetahui besarnya yang tampak pada jarak 10 parsec dari bintang (M), dan membandingkannya dengan besarnya yang terlihat dari Bumi (m), mudah untuk menghitung jaraknya: 10 parsec * 10 ke derajat (m-M) / 5 (yang disebut pengurangan urutan utama).

Masalah utama dari metode spektral adalah perkiraan kasar dari luminositas bintang. Cluster bintang paling cocok untuk metode ini, di mana kesalahan pengukuran sebagian diimbangi oleh sampel besar bintang (kesalahan berkurang hingga 20%, pengurangan urutan utama lebih akurat semakin besar sampel bintang). Selain itu, metode ini dapat dikalibrasi menggunakan paralaks radial dari kluster yang dekat dengan kami.

Di belakang Layar Galaxy

Mempelajari kecepatan sudut bintang-bintang, astronom Belanda Jacobus Kaptein, pada tahun 1904, menemukan bahwa bintang-bintang bergerak dalam dua aliran berlawanan, yang menunjukkan rotasi sistem bintang kita. Dia memprakarsai studi skala besar pertama tentang distribusi bintang di galaksi kita dalam hal spektrum, kecerahan, dan kecepatan radial (kecepatan objek di sepanjang garis pandang pengamat).

Kaptein dan astronom Inggris James, berdasarkan studi tentang pergerakan bintang di Bima Sakti, menunjukkan bahwa itu tidak ditentukan oleh hukum Kepler. Dari hukum gerak planet-planet Johannes Kepler, kita tahu bahwa kecepatan orbital benda-benda berkurang dengan jarak dari pusat gravitasi. Di galaksi kita, kecepatan bintang-bintang dari pola ini tidak patuh. Dari sini, James dan Kaptain sampai pada kesimpulan bahwa Bima Sakti memiliki massa besar yang tersembunyi (awal dari teori materi gelap).


A - distribusi kecepatan bintang sesuai dengan hukum Kepler. B adalah distribusi kecepatan aktual di Bima Sakti.

Studi ini membantu menilai tingkat penyerapan cahaya di ruang antarbintang. Jadi, setelah menentukan dengan cara yang dapat diandalkan jarak ke bintang tertentu, serta kelas spektralnya, dimungkinkan untuk menghitung jarak ke bintang yang lebih jauh dari kelas spektral yang sama. Untuk ini, efek "reddening antarbintang" diperhitungkan , karena bagian merah spektrum yang paling menonjol karena kurangnya penyerapan warna merah oleh gas dan debu antarbintang (tidak menjadi bingung dengan efek Doppler ). Efek serupa diamati di Bumi, di puncaknya, warna matahari dianggap putih, memerah ketika mendekati cakrawala.

Pada pergantian tahun 1930-an, "kemerahan antarbintang" memungkinkan kita untuk menentukan ukuran galaksi kita - berdiameter 100.000 tahun cahaya, dan pusatnya terletak pada jarak sekitar 30.000 sv. tahun.

Navigasi "lilin"

Salah satu metode paling umum untuk menentukan jarak di galaksi kita adalah milik kelas bintang khusus dengan kecerahan variabel. Pada tahun 1908, astronom Amerika Henrietta Leavitt, yang mempelajari bintang variabel di Awan Magellan Kecil, menemukan pola yang menarik. Para astronom pada waktu itu sudah tahu bahwa bintang-bintang di wilayah ini termasuk dalam gugus bintang yang sama dan sama-sama jauh dari Bumi. Berdasarkan hal ini, Leavitt menyimpulkan bahwa periode fluktuasi dalam kecerahan bintang variabel berhubungan langsung dengan luminositasnya (semakin lama periode, semakin besar luminositas).

Pada tahun 1913, Hertzsprung memperoleh ketergantungan numerik periode-luminositas, mengidentifikasi variabel-variabel ini dengan bintang-bintang dari sekitar Matahari, yang memiliki spektrum yang sama dan dikenal sebagai Cepheids (dinamai bintang pertama dari kelas ini yang ditemukan di Delta Cepheus pada akhir abad ke-18). Beberapa saat kemudian, ketergantungan ini akan diklarifikasi oleh astronom Amerika Shapley.


Tabel rasio periode (P) - besarnya absolut (Mv, nilai rata-rata untuk periode tersebut) untuk Cepheids.

Pada akhir 1920-an, astronom Amerika lainnya Edwin Hubble, setelah menemukan Cepheids di nebula M31 dari konstelasi Andromeda, pertama kali membuktikan bahwa nebula ini sebenarnya adalah galaksi yang terpisah. Foto lama Cepheids di galaksi M 31, dibuat oleh Edwin Hubble (kanan bawah), dengan latar belakang foto modern Cepheids yang sama dengan teleskop orbital yang sama.




"Cepheids memiliki sistem yang salah"

Pada pertengahan abad ke-20, dunia ilmiah dihadapkan dengan paradoks dari Bimasakti raksasa. Semua galaksi yang diteliti yang memungkinkan untuk menentukan jarak oleh Cepheids (rentang deteksi hingga 10 juta tahun cahaya) ternyata jauh lebih sedikit daripada kita. Bahkan kolossi di antara galaksi elips, yang lebih besar dari galaksi spiral lainnya, masih ternyata lebih kecil dari galaksi kita. Pada tahun 1952, astronom Jerman Walter Baade, yang bekerja di AS, membandingkan ukuran nebula gas dan debu di galaksi kita, serta galaksi spiral yang dekat dengan kita, menyarankan untuk mempertimbangkan kembali skala jarak intergalaksi.

Menggunakan metode sebelumnya untuk menentukan jarak antarbintang, para astronom telah memperhatikan bahwa nebula gas dan debu di galaksi kita memiliki ukuran yang serupa. Baade menyarankan bahwa nebula semacam itu di galaksi Andromeda juga harus memiliki dimensi yang sama. Menurut spektrum dan ukuran sudutnya, astronom menyarankan bahwa jarak ke galaksi ini harus digandakan, dari 800.000 sv. tahun. hingga 2,5 juta St. tahun, yaitu besarnya absolut jenis Cepheid ini diremehkan 4 kali. Dan Cepheids yang digunakan untuk menentukan skala galaksi kita terutama yang berdasarkan kalibrasi Hertzsprung-Shapley awal dilakukan dan oleh karena itu perhitungan umumnya benar.

Hari ini, Cepheids dibagi menjadi dua jenis (grafik di bawah). Tipe pertama (klasik, B. Cep.), Adalah bintang tua, terkonsentrasi di cluster terbuka. Tipe kedua Cepheids W Virgo (W Vir.) Terkonsentrasi terutama dalam kelompok globular. Luminositas mereka 4 kali lebih rendah dari Cepheids klasik. Penggunaan ketergantungan tipe-luminositas V-Virgo untuk menentukan jarak ke Cepheids klasik Andromeda menyebabkan kesalahan perhitungan pertama jarak intergalaksi.




Cepheid RS dari konstelasi Porm berdenyut dengan periode 40 hari. Berkat gema cahaya nebula di sekitarnya, jarak 6.500 tahun cahaya ditentukan secara geometris, dengan rekor kesalahan 1,5% (per 2008). Akurasi semacam itu sangat penting untuk mengkalibrasi jarak “lilin standar”, salah satunya adalah Cepheids.

Tipe ketiga dari bintang variabel dengan ketergantungan periode-luminositas tidak lagi disebut sebagai Cepheids. Inilah yang disebut raksasa merah RR Lyrae. Bintang-bintang tua dengan massa di dekat matahari ini melampaui luminositas puluhan kali. Periode denyut nadi mereka biasanya tidak melebihi 24 jam (Cepheid memiliki puluhan dan ratusan hari). Kurang terang dari Cepheids, tetapi lebih umum, bintang-bintang dari tipe RR Lyra bagus sebagai "lilin standar" untuk menentukan jarak dalam Bima Sakti. Jumlah jenis variabel yang berbeda tidak terbatas hanya untuk variabel Cepheids dan RR Lyrae (ditunjukkan dalam warna hijau sebagai denyut karena kompresi gravitasi). Warna pink meliputi variabel dengan konveksi turbulen dari lapisan luar. Kecerahan variabel bintang yang terkait dengan gelombang kejut akustik ditunjukkan dengan warna biru.




"Bersendawa" dari skala universal

Meskipun kecerahan tinggi Cepheid dan bintang raksasa, penerapannya sebagai lilin standar masih tidak selalu memungkinkan. Untuk menentukan jarak ke objek yang lebih jauh, astrofisikawan menggunakan bantuan ... bintang untuk mengecilkan ukuran planet kita. Katai putih mewakili tahap terakhir dalam evolusi bintang dengan massa dekat dengan matahari. Jika ada bintang pendamping yang menua di samping "mayat" seperti itu, kurcaci putih berubah menjadi "zombie", menyerap gas-gas dari lapisan luar tetangga yang digembungkan. Pada saat tertentu, katai putih mencapai massa kritis di mana terjadi peledakan termonuklir skala besar terhadap karbon - sebuah ledakan supernova.

Supernova jenis ini diklasifikasikan sebagai kelas Ia, tidak ada garis hidrogen dalam spektrumnya, tetapi garis kalsium kuat.



Pada saat ledakan kelas Ia, kurcaci putih mencapai massa kritis yang sama (batas Chandrasekhar) dan, karenanya, memiliki luminositas yang sangat dekat (kecuali untuk tipe Iax). Dan seperti yang telah kita ketahui, objek dengan luminositas yang dikenal adalah lilin standar yang sangat baik untuk menentukan jarak kosmik (dalam 170 juta tahun cahaya). Proses serupa menyebabkan munculnya bintang "baru" (kelas Q), namun, jenis "kerdil" putih ini ratusan kali lebih redup daripada supernova dan tidak terkait dengan peledakan karbon ketika batas Chandrasekhar tercapai (seperti pada tipe Ia).


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

Pada galaksi besar, supernova meledak pada frekuensi waktu / 30-70 tahun. Sekitar sepertiga dari mereka adalah tipe Ia. Jenis Ib / c juga tidak memiliki garis hidrogen dalam spektrum, namun, garis kalsium lemah di dalamnya dan penampilan supernova tersebut dipicu oleh keruntuhan gravitasi bintang masif yang sekarat (video di bawah). Sifat supernova tipe II adalah sama, namun, tidak seperti Ib, garis hidrogen kuat di spektrumnya. Jarak oleh supernova kelas Ib, Ic, II-L dan bintang Q baru terutama diperkirakan oleh tingkat penurunan kecerahan setelah mencapai kecerahan tampak maksimum.



"Red Far"

Pada tahun 1929, mulai untuk menentukan jarak intergalaksi, Edwin Hubble menemukan bahwa pergeseran merah Doppler dari spektrum galaksi, yang ditemukan oleh rekannya dan senegaranya Slifer pada tahun 1912, semakin terlihat, semakin besar jarak ke galaksi ini (hukum Hubble). Seperti yang kita ketahui, Hubble mulai menentukan jarak berdasarkan kalibrasi Cepheids yang salah, dan karenanya koefisien percepatan resesi galaksi yang diperolehnya sebanding dengan jarak (konstanta Hubble) terlalu tinggi.

Hari ini, hukum Hubble ditafsirkan oleh pergeseran merah kosmologis dari spektrum galaksi karena perluasan alam semesta. Efek Doppler dalam kasus ini disebabkan oleh perluasan ruang tempat gelombang cahaya merambat, dan bukan oleh pergerakan galaksi itu sendiri. Paradoksnya, pergeseran merah kosmologis mulai memanifestasikan dirinya secara nyata pada jarak yang jauh daripada yang dioperasikan oleh Hubble, sehingga hukumnya awalnya diturunkan berdasarkan kesalahan interpretasi pengamatan. Menentukan nilai yang tepat dari konstanta Hubble (H = 67km / s / (Mpc), bervariasi dengan waktu, tetapi sama di semua titik di alam semesta) memungkinkan kita untuk menentukan jarak ke galaksi pada jarak dari satu miliar tahun cahaya dan seterusnya. Untuk ini, pergeseran merah kosmologis dalam spektrum (z) dibandingkan dengan rasio kecepatan cahaya terhadap konstanta Hubble.





Seperti disebutkan di atas, kecepatan pemindahan galaksi (perluasan ruang di antara kita) adalah semakin signifikan, semakin besar jaraknya. Pada jarak miliaran tahun cahaya, kecepatan ini sedemikian rupa sehingga galaksi berhasil meningkatkan jarak beberapa kali di atas jalur gelombang cahaya. Sebagai contoh, cahaya dari galaksi Andromeda terbang kepada kita selama 2,5 juta tahun, di mana saat itu galaksi itu sendiri mendekati kita "hanya" di 1000 St. tahun. Oleh karena itu, kita dapat mengatakan bahwa jarak yang terlihat (penyimpangan, Dt) ke M31 secara praktis sama dengan yang nyata (bersamaan, Dc).



Kalau tidak, situasinya galaksi jauh dihapus. Penyimpangan jarak (Dt) dan yang terkait (Dc) jarak kira-kira bertepatan hingga jarak 2 miliar St. tahun, dan sangat berbeda ketika skala ini terlampaui. Dalam literatur populer, nilai jarak aberasi lebih sering digunakan, inilah yang dimaksudkan ketika jarak ke objek paling jauh di alam semesta diperkirakan mencapai 13 miliar St. tahun, sedangkan jarak yang menyertainya (di mana objek mundur selama jalur gelombang cahaya) ditentukan dalam puluhan miliar tahun cahaya.

Asal-usulnya.

Jelas, kesetiaan skala jarak kosmologis yang diterima secara langsung tergantung pada keakuratan menentukan konstanta Hubble. Nilai konstanta ini pada gilirannya tergantung pada kalibrasi berbagai metode untuk menentukan jarak dalam kelompok galaksi lokal. Metode yang paling akurat untuk menentukan jarak ke galaksi lokal adalah rasio periode-luminositas Cepheids tua yang baik (teleskop Hubble sering harus mencari Cepheids dari galaksi terdekat).

Pekerjaan pada kalibrasi jarak ke Cepheids di dalam Galaksi kita dan satelitnya, khususnya Awan Magellan (ini akan memperjelas periode - ketergantungan luminositas) secara aktif terus berlanjut. Jadi, baru-baru ini ditemukan perubahan rasio periode-luminositas dengan usia Cepheids, serta kebutuhan untuk memperhitungkan kehilangan massa. Jadi kalibrasi jarak yang tepat di Galaksi kita sangat penting untuk kosmologi dan fisika teoretis, yang dapat membantu dalam pengembangan pengetahuan tentang evolusi bintang (meningkatkan tabel Russell dari Hertzsprüg).



Peran kunci dalam penskalaan galaksi kita dimainkan oleh kartografer ruang angkasa seperti Hipparchus dan Gaia yang masih bekerja, yang baru-baru ini mengirim penciptanya basis data besar benda-benda Bima Sakti (video di atas): posisi lebih dari satu miliar bintang, parameter terperinci 2 juta di antaranya . Katalog bintang lilin standar dilengkapi dengan kurva cahaya dari 3 ribu bintang variabel (Cepheids dan RR Lyrae).

Alfabet 26 metode untuk menentukan jarak ruang dikembangkan hingga saat ini.
Efek Doppler.
Skala jarak kosmologis.
Bintang variabel.
Variabel variabel tipe RR Lyrae.
Bintang yang Mengubah Semesta Bersinar dalam Foto Hubble.

Source: https://habr.com/ru/post/id397509/