A imensa escala do ser. Parte 2, “Pegando Carona no Universo”

No início do mês, o Telescópio Espacial Europeu Gaia enviou à Terra o resultado de três anos de mapeamento de nossa galáxia. Esta missão é uma continuação do desejo secular da humanidade de revelar o segredo da escala do nosso mundo.

Na primeira parte desta revisão, você aprendeu sobre métodos inventivos para determinar distâncias no sistema solar. A seguir, apresentarei a crônica da busca e aprimoramento de métodos não menos inventivos para determinar distâncias interestelares e intergalácticas.

A caça ao paralaxe

No final do século XVII, poucos astrônomos duvidavam da verdade do modelo heliocêntrico de nosso sistema planetário. Além disso, os parâmetros de órbita dos planetas conhecidos tornaram-se conhecidos com uma precisão relativamente alta. A Terra, reduzida à classificação de planetas comuns, de acordo com a mecânica celeste, tinha uma órbita com um diâmetro de 300 milhões de quilômetros.

2000 anos antes, Aristarco, calculando a distância ao Sol, recebeu um diâmetro da órbita da Terra de 15 milhões de quilômetros. Mas mesmo então os defensores do geocentrismo citaram contra-argumentos ao seu sistema heliocêntrico, argumentando que, com uma oscilação da Terra no espaço, as pessoas deveriam ter notado uma mudança na posição das estrelas próximas (paralaxe estelar).

Deixe-me lembrá-lo de que Aristarco contestou o contra-argumento, sugerindo que as estrelas estão tão distantes da Terra que o olho humano não é capaz de notar paralaxe estelar. O telescópio inventado no início do século XVII expandiu muito as capacidades do olho humano, no entanto, erros sistemáticos na observação e perfeição insuficiente dos instrumentos astronômicos arrastaram a "caçada" à paralaxe estelar até o início do século XIX.


Modelos previstos de paralaxe angular de estrelas, dependendo de sua inclinação angular ao plano eclíptico (isto é, a órbita da Terra).

No entanto, já neste período, mudanças significativas estão sendo planejadas na visão de mundo do mundo científico. No início do século XVIII, Edmond Halley notou seu próprio movimento de estrelas, comparando catálogos de estrelas contemporâneos a ele com homólogos gregos antigos (a mudança nas coordenadas de algumas estrelas excedia os erros das tabelas da antiguidade). Mesmo assim, os cientistas fizeram estimativas aproximadas das distâncias das estrelas por sua velocidade angular ("quanto mais rápido, mais próximo").


O movimento de Sirius na constelação de Canis Major no período entre 170g. n e e o começo do século XVIII. O caminho angular da estrela para esse período corresponde aproximadamente a 1,5 discos lunares visíveis. A mudança de grade é causada pela precessão do eixo da Terra .

No final do século XVIII, o astrônomo inglês William Herschel começou a avaliar a ordem em que as estrelas se afastam do Sol em proporção ao seu brilho. Percebendo um aumento na concentração de estrelas no plano da Via Láctea, Herschel sugeriu que nosso sistema estelar tem uma aparência achatada com um diâmetro de 15.000 anos-luz. A unidade no ano-luz foi introduzida por Herschel para medir distâncias interestelares e representa o caminho percorrido por um raio de luz durante o ano terrestre (9,4 trilhões de quilômetros).

Em 1837, no ano da morte de A.S. Pushkin, um astrônomo russo de origem alemã Vasily Struve, publicou seu catálogo de estrelas binárias, no qual ele primeiro mostrou a medição da paralaxe Vega igual a 0,125 segundos (o tamanho angular da base da pirâmide de Quéops, visível da Lua). Embora as medições subsequentes sejam diferentes das primeiras, Struve é considerado um dos primeiros astrônomos a calcular a distância de outra estrela.

No próximo ano, o astrônomo alemão Friedrich Bessel receberá o valor de paralaxe de 61 Cygnus, em 0,314 segundos, um pouco mais que o moderno (0,287). No mesmo ano de 1838, o astrônomo inglês Thomas Henderson receberá o valor de paralaxe de Alpha Centauri em 1,16 segundos (uma estimativa moderna de 0,747).


O movimento angular das estrelas de Proxima Centauri no contexto de estrelas distantes. As distorções em forma de onda são causadas pelo movimento da Terra ao redor do Sol (uma mudança na paralaxe angular).

Impressionado com o trabalho de seus colegas, o astrônomo inglês John Herschel (filho de William Herschel) descreve o novo marco na história da astronomia: "o muro que interferia em nossa penetração no universo estelar era quase simultaneamente perfurado em três lugares".

"Não pense nos seus segundos"

As escalas eram tão grandes que, mesmo para uma estrela com uma paralaxe de 1 segundo, as distâncias eram medidas em duzentas mil unidades astronômicas (u = distância da Terra ao Sol). Portanto, as distâncias posteriores ao aço são medidas em paralaxe de um segundo angular (parsek para abreviar), condicionalmente a distância a partir da qual o raio da órbita da Terra é visível a um ângulo de 1 segundo (o raio angular de um CD-ROM a uma distância de 50 km). 1 parsec astronômico é aproximadamente igual a 3,26 St. anos.

No final do século XIX, foram medidas as paralaxes de cerca de 100 estrelas; no entanto, a introdução da fotografia na astronomia simplificou bastante o processo de obtenção de paralaxes estelares. O método desenvolvido pelo astrônomo americano Schlesinger reduziu o erro de cálculo para 0,01 segundos, possibilitando detectar paralaxes de quase 2.000 estrelas em 1924. Instrumentos modernos baseados no solo podem reduzir o erro pela metade para 0,005 segundos. I.e. a uma distância de 650 anos-luz.


A sonda Hipparch (à esquerda), em homenagem ao famoso astrônomo grego antigo, conseguiu calcular a paralaxe de estrelas com um erro de 0,001 segundo. Lançada em 2013, a Estação Gaia(à direita) calcula a paralaxe das estrelas da nossa galáxia com uma precisão de milhões de segundos (pelo menos brilhante, centenas de milhões de frações de segundo!). Graças à resolução da matriz, 10 vezes maior que a do telescópio Kepler, a estação é capaz de detectar até 10.000 candidatos a exoplanetas.

Química das cores

Como você notou, o método da paralaxe no final do século XIX e início do século XX era aplicável apenas a distâncias de algumas centenas de anos-luz, a parte principal da Galáxia permanecia inatingível para determinar as paralaxes. No entanto, a ajuda veio de um laboratório de químicos. Nos anos 60 do século XIX, os astrônomos já começaram a usar a espectrografia para determinar a composição química dos corpos celestes. Assim, em 1866, o elemento hélio foi descoberto (no espectro do Sol). A intensidade das linhas espectrais também possibilitou julgar a temperatura da fotosfera do Sol e das estrelas.

O astrônomo e padre italiano Angelo Secchi, em 1866-1877, criou a primeira classificação espectral de estrelas, dependendo da temperatura, cor e composição química. No final de sua vida, em 1878, Secchi dividiu as estrelas em 5 classes. A classificação espectral das estrelas de Secchi foi substituída por Harvard (1890), que ainda é preservada (tabela abaixo).



Star shine

Desde a época de Hiparco, os astrônomos dividiram as estrelas em 6 classes de brilho, as chamadas magnitudes estelares visíveis (brilho visível). As estrelas mais brilhantes pertenciam à primeira classe, as menos brilhantes à sexta. Nesse caso, foi obtida uma escala de brilho logarítmica, na qual cada magnitude seguinte é 2,51 vezes mais brilhante que a anterior. Hoje, todos os objetos mais brilhantes que Vega têm magnitudes negativas, e a invenção do telescópio expandiu a escala das estrelas menos brilhantes para além de 6-7 magnitudes.

Comparando as paralaxes das estrelas com seu brilho, os astrônomos rapidamente perceberam que as estrelas são muito diferentes umas das outras na quantidade de energia emitida (luminosidade). As estrelas mais brilhantes do céu nem sempre eram as mais próximas. Por conveniência de comparar a luminosidade intrínseca das estrelas, uma magnitude absoluta foi introduzida, expressando sua magnitude aparente a uma distância de 10 parsecs da estrela (32,6 anos-luz).


A estrela mais brilhante do céu, Sirius, tem uma magnitude absoluta de 1,4 (em todos os espectros de emissão, o chamado valor bolométrico, o brilho aparente com 10 parsecs seria 10% menor que 1,8). Para o Sol, esse valor é 4,83 (visível 4,7). I.e. A luminosidade do Sirius excede a energia solar em 25 vezes.


Os tamanhos do Sol e Sirius no contexto de estrelas de gigantes. Antares é quase 1000 vezes maior que a nossa estrela, no entanto, ambas as estrelas diferem em massa apenas 10 vezes (a diferença nas massas da Terra e de Marte). Antares tem uma estrela companheira, Antares B. Graças às paralaxes conhecidas de estrelas binárias relativamente próximas, foi possível calibrar a dependência da luminosidade da massa.

"A regularidade do caos"

Em 1910-1913, o astrônomo dinamarquês Einar Herzshprung e seu colega americano Henry Russell, analisando os dados físicos de estrelas com paralaxes conhecidas, chegaram independentemente a uma conclusão intrigante. Tendo compilado uma tabela da proporção de espectro e luminosidade, os cientistas descobriram que as estrelas na mesa não estão em ordem aleatória, demonstrando uma relação direta entre o espectro, a temperatura, a cor e a luminosidade das estrelas.


O diagrama mostra que as estrelas são divididas em vários grupos (sequências). O sol, como a maioria das estrelas da galáxia, está localizado na sequência principal. Russell decidiu corretamente que o diagrama também exibe os estágios da vida das estrelas.

A regularidade da "luminosidade da cor", chamada diagrama de Hertzsprung-Russell, possibilitou avaliar sua luminosidade a partir do espectro das estrelas. Conhecendo a luminosidade, era fácil determinar a magnitude absoluta das luminárias com paralaxes desconhecidas. Sabendo a magnitude aparente a uma distância de 10 parsecs da estrela (M) e comparando-a com a magnitude visível da Terra (m), foi fácil calcular a distância a ela: 10 parsec * 10 ao grau (m-M) / 5 (a chamada redução da sequência principal).

O principal problema do método espectral é uma estimativa aproximada da luminosidade das estrelas. Os aglomerados de estrelas são mais adequados para esse método, onde o erro de medição é parcialmente compensado por uma grande amostra de estrelas (o erro diminui para 20%, a redução da sequência principal é mais precisa quanto maior a amostra de estrelas). Além disso, esse método pode ser calibrado usando as paralaxes radiais dos aglomerados próximos a nós.

Nos bastidores da galáxia

Estudando as velocidades angulares das estrelas, o astrônomo holandês Jacobus Kaptein, em 1904, descobriu que as estrelas se movem em duas direções opostas nos fluxos, o que indica a rotação do nosso sistema estelar. Ele também iniciou o primeiro estudo em larga escala da distribuição de estrelas em nossa galáxia em termos de espectro, brilho e velocidade radial (a velocidade de um objeto ao longo da linha de visão do observador).

Kaptein e o astrônomo inglês James, baseados no estudo do movimento de estrelas na Via Láctea, mostraram que isso não é determinado pelas leis de Kepler. A partir das leis do movimento dos planetas de Johannes Kepler, sabemos que a velocidade orbital dos objetos diminui com a distância do centro de gravidade. Em nossa galáxia, a velocidade das estrelas desse padrão não obedeceu. A partir disso, James e Kaptain chegaram à conclusão de que a Via Láctea tem uma grande massa oculta (o início da teoria da matéria escura).


A - distribuição de velocidade em estrela de acordo com as leis de Kepler. B é a distribuição de velocidade real na Via Láctea.

Este estudo ajudou a avaliar o grau de absorção da luz no espaço interestelar. Assim, tendo determinado de maneira confiável a distância até uma determinada estrela, bem como sua classe espectral, foi possível calcular a distância até uma estrela mais distante de uma classe espectral semelhante. Para isso, foi levado em consideração o efeito do “avermelhamento interestelar” , devido ao qual a parte vermelha do espectro é mais pronunciada devido à menor absorção da cor vermelha pelos gases e poeira interestelar (não confundir com o efeito Doppler ). Um efeito semelhante é observado na Terra, no zênite, a cor do sol é percebida como branca, corando ao se aproximar do horizonte.

Na virada da década de 1930, a “vermelhidão interestelar” nos permitiu determinar o tamanho de nossa galáxia - 100.000 anos-luz de diâmetro, e seu centro estava localizado a uma distância de cerca de 30.000 sv. anos de idade.

“Velas” de navegação

Um dos métodos mais comuns para determinar distâncias em nossa galáxia pertence a uma classe especial de estrelas com brilho variável. Em 1908, a astrônoma americana Henrietta Leavitt, estudando estrelas variáveis ​​na Pequena Nuvem de Magalhães, descobriu um padrão interessante. Os astrônomos da época já sabiam que as estrelas dessa região pertencem ao mesmo aglomerado de estrelas e estão igualmente distantes da Terra. Com base nisso, Leavitt concluiu que o período de flutuações no brilho de estrelas variáveis ​​está diretamente relacionado à sua luminosidade (quanto maior o período, maior a luminosidade).

Em 1913, Hertzsprung derivou uma dependência numérica da luminosidade do período, identificando essas variáveis ​​com estrelas da vizinhança do Sol, que tinham um espectro semelhante e eram conhecidas como Cefeidas (nomeadas após a primeira estrela desta classe encontrada no Delta do Cefeite, no final do século XVIII). Um pouco mais tarde, essa dependência será esclarecida pelo astrônomo americano Shapley.


Tabela de razão do período (P) - magnitude absoluta (Mv, valor médio do período) para as Cefeidas.

No final da década de 1920, outro astrônomo americano Edwin Hubble, tendo descoberto Cefeidas na nebulosa M31 da constelação de Andrômeda, primeiro provou que essa nebulosa é na verdade uma galáxia separada. Uma fotografia antiga de Cefeidas na galáxia M 31, feita por Edwin Hubble (canto inferior direito), no fundo de uma fotografia moderna das mesmas cefeidas com o mesmo telescópio orbital.




“As cefeidas têm o sistema errado”

Em meados do século 20, o mundo científico se deparou com o paradoxo da gigante Via Láctea. Todas as galáxias estudadas para as quais foi possível determinar a distância pelas cefeidas (alcance de detecção de até 10 milhões de anos-luz) mostraram-se significativamente menores que a nossa. Mesmo colossos entre galáxias elípticas, sendo maiores que qualquer outra galáxia espiral, ainda eram menores que a nossa. Em 1952, o astrônomo alemão Walter Baade, que trabalhou nos EUA, comparando o tamanho das nebulosas de gás e poeira em nossa galáxia, bem como as galáxias espirais próximas a nós, sugeriu reconsiderar a escala das distâncias intergalácticas.

Usando métodos anteriores para determinar distâncias interestelares, os astrônomos já notaram que as nebulosas de gás e poeira em nossa galáxia têm tamanhos semelhantes. Baade sugeriu que essas nebulosas na galáxia de Andrômeda também deveriam ter dimensões semelhantes. De acordo com seus espectros e tamanhos angulares, o astrônomo sugeriu que a distância até essa galáxia fosse dobrada, de 800.000 sv. anos de idade. até modernos 2,5 milhões de St. anos, ou seja, a magnitude absoluta deste tipo de cefeida é subestimada 4 vezes. E as cefeidas usadas para determinar a escala de nossa galáxia eram principalmente aquelas com base nas quais a calibração inicial de Hertzsprung-Shapley foi realizada e, portanto, os cálculos estavam geralmente corretos.

Hoje, as cefeidas são divididas em dois tipos (gráfico abaixo). O primeiro tipo (clássico, B. Cep.), É uma estrela antiga, concentrada em aglomerados abertos. O segundo tipo de cefeidas W Virgo (W Vir.) Está concentrado principalmente em aglomerados globulares. Sua luminosidade é 4 vezes menor que as cefeidas clássicas. O uso da dependência da luminosidade do tipo V-Virgo para determinar a distância das cefeidas clássicas de Andrômeda levou ao erro dos primeiros cálculos de distâncias intergalácticas.




A cefeida RS da constelação Porm pulsa com um período de 40 dias. Graças ao eco da luz da nebulosa circundante, uma distância de 6.500 anos-luz foi determinada de maneira geométrica, com um erro recorde de 1,5% (a partir de 2008). Essa precisão é muito importante para calibrar distâncias de “velas padrão”, uma das quais é Cefeidas.

O terceiro tipo de estrela variável com dependência da luminosidade do período não é mais chamado de cefeidas. Estes são os chamados gigantes vermelhos RR Lyrae. Essas estrelas antigas, com uma massa próxima à solar, a superam em luminosidade dezenas de vezes. Seu período de pulsação geralmente não excede 24 horas (as cefeidas têm dezenas e centenas de dias). Menos brilhantes que as cefeidas, mas mais comuns, estrelas do tipo RR Lyra são ótimas como "velas padrão" para determinar distâncias dentro da Via Láctea. O número de diferentes tipos de variáveis ​​não se limita apenas às variáveis ​​Cefeidas e RR Lyrae (indicadas em verde como pulsantes devido à compressão gravitacional). A cor rosa cobre variáveis ​​com convecção turbulenta das camadas externas. O brilho variável das estrelas associado a ondas de choque acústicas é indicado em azul.




"Arroto" de escala universal

Apesar do alto brilho das cefeidas e das estrelas gigantes, sua aplicabilidade como velas comuns nem sempre é possível. Para determinar a distância para objetos mais distantes, os astrofísicos recorrem à ajuda de ... estrelas anãs do tamanho de nosso planeta. As anãs brancas representam o estágio final da evolução das estrelas com uma massa próxima ao sol. Se houver uma estrela companheira envelhecida ao lado de um "cadáver", as anãs brancas se transformarão em "zumbis", absorvendo gases das camadas externas infladas do vizinho. Em um determinado momento, a anã branca atinge uma massa crítica na qual ocorre a detonação termonuclear de carbono em larga escala - uma explosão de supernova.

Esse tipo de supernova é classificado na classe Ia; não há linhas de hidrogênio em seus espectros, mas as linhas de cálcio são fortes.



No momento da explosão da classe Ia, as anãs brancas atingem a mesma massa crítica (limite de Chandrasekhar) e, consequentemente, têm luminosidades muito próximas (exceto para o tipo Iax). E como já sabemos, objetos com uma luminosidade conhecida são excelentes velas padrão para determinar distâncias cósmicas (dentro de 170 milhões de anos-luz). Um processo semelhante leva ao aparecimento de "novas" estrelas (classe Q), no entanto, esse tipo de anã branca "explodindo" é centenas de vezes mais fraca que as supernovas e não está associado à detonação de carbono quando o limite de Chandrasekhar é atingido (como no tipo Ia).


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Nas grandes galáxias, as supernovas explodem com uma frequência de vezes / 30-70 anos. Cerca de um terço deles são do tipo Ia. Os tipos Ib / c também não têm linhas de hidrogênio no espectro, no entanto, as linhas de cálcio são fracas nelas e o aparecimento de tais supernovas é provocado pelo colapso gravitacional de uma estrela maciça moribunda (vídeo abaixo). A natureza das supernovas do tipo II é a mesma, no entanto, ao contrário de Ib, as linhas de hidrogênio são fortes em seus espectros. As distâncias por supernovas das classes Ib, Ic, II-L e novas estrelas Q são estimadas principalmente pela taxa de diminuição do brilho ao atingir o brilho visível máximo.



"Red Far"

Em 1929, começando a determinar distâncias intergalácticas, Edwin Hubble descobriu que o Doppler no desvio para o vermelho dos espectros de galáxias, encontrado por seu colega e compatriota Slifer em 1912, quanto mais perceptível, maior a distância para essa galáxia (lei de Hubble). Como sabemos, o Hubble começou a determinar distâncias com base em uma calibração incorreta de Cefeidas e, portanto, o coeficiente de aceleração da recessão galáctica derivado por ele na proporção da distância (constante de Hubble) era muito alto.

Hoje, a lei de Hubble é interpretada pelo desvio para o vermelho cosmológico dos espectros das galáxias devido à expansão do universo. O efeito Doppler, neste caso, é causado pela expansão do espaço em que a onda de luz se propaga, e não pelo movimento real das próprias galáxias. Paradoxalmente, o desvio para o vermelho cosmológico começa a se manifestar visivelmente a grandes distâncias do que as operadas por Hubble, de modo que sua lei foi originalmente derivada com base em erros na interpretação da observação. Determinar o valor exato da constante de Hubble (H = 67km / s / (Mpc), varia com o tempo, mas é o mesmo em todos os pontos do universo) nos permite determinar as distâncias das galáxias a uma distância de um bilhão de anos-luz e além. Para isso, o desvio cosmológico para o vermelho no espectro (z) é comparado com a razão entre a velocidade da luz e a constante de Hubble.





Como mencionado acima, a velocidade de remoção de galáxias (a expansão do espaço entre nós) é quanto mais significativa, maior a distância. A uma distância de bilhões de anos-luz, essa velocidade é tal que a galáxia consegue aumentar a distância várias vezes ao longo do caminho da onda de luz. Por exemplo, a luz da galáxia de Andrômeda voa para nós por 2,5 milhões de anos, período durante o qual a própria galáxia se aproxima de nós "apenas" na 1000 St. anos de idade. Portanto, podemos dizer que a distância visível (aberração, Dt) para M31 é praticamente a mesma que a real (concomitante, Dc).



Caso contrário, a situação é de galáxias distantes. As distâncias de aberração (Dt) e associadas (Dc) coincidem aproximadamente até uma distância de 2 bilhões de St. anos e divergem fortemente quando essa escala é excedida. Na literatura popular, o valor da distância de aberração é usado com mais frequência; é isso que significa quando a distância para os objetos mais distantes do universo é estimada em 13 bilhões de anos. anos, enquanto a distância correspondente (na qual o objeto recuou durante o caminho da onda de luz) é determinada em dezenas de bilhões de anos-luz.

Para as origens.

Obviamente, a fidelidade da escala aceita de distâncias cosmológicas depende diretamente da precisão da determinação da constante de Hubble. O valor dessa constante, por sua vez, depende da calibração de vários métodos para determinar distâncias dentro do grupo local de galáxias. O método mais preciso para determinar as distâncias das galáxias locais é a relação período-luminosidade das boas e antigas cefeidas (o telescópio Hubble geralmente precisa procurar cefeidas de galáxias próximas).

O trabalho de calibração das distâncias das Cefeidas dentro da nossa galáxia e seus satélites, em particular as nuvens de Magalhães (isso esclarecerá o período - dependência da luminosidade) continua ativamente. Assim, recentemente, constatou-se uma alteração na razão período-luminosidade com a idade das cefeidas, bem como a necessidade de levar em consideração a perda de massa. Portanto, a calibração exata das distâncias em nossa galáxia é muito importante para a cosmologia e a física teórica, o que pode ajudar no desenvolvimento de conhecimento sobre a evolução das estrelas (melhorando a tabela de Russell de Hertzsprüg).



Um papel-chave na escala de nossa galáxia é desempenhado por cartógrafos espaciais como Hipparchus e Gaia, que ainda trabalhavam, que recentemente enviou a seus criadores um enorme banco de dados de objetos da Via Láctea (vídeo acima): posições de mais de um bilhão de estrelas, parâmetros detalhados de 2 milhões deles . Os catálogos estelares de velas padrão foram complementados por curvas de luz de 3 mil estrelas variáveis ​​(Cefeids e RR Lyrae).

O alfabeto de 26 métodos para determinar distâncias espaciais desenvolvido até hoje.
Efeito Doppler.
Escala de distância cosmológica.
Estrelas variáveis.
Variável variável do tipo RR Lyrae.
Estrela que mudou o universo brilha na foto do Hubble.

Source: https://habr.com/ru/post/pt397509/