Kosminen etäisyysasteikko – miten tähtitiede mittaa universumin etäisyyksiä

Kosminen etäisyysasteikko (tunnetaan myös nimellä extragalaktinen etäisyysasteikko) on tapa, jolla tähtitieteilijät mittaavat avaruudessa olevien kohteiden etäisyyttä. Mikään menetelmä ei sovellu kaikkiin kohteisiin ja etäisyyksiin, joten tähtitieteilijät käyttävät useita menetelmiä.

Tähtitieteellisen kohteen todellinen suora etäisyyden mittaus on mahdollista vain niiden kohteiden osalta, jotka ovat riittävän lähellä Maata (noin tuhannen parsekin sisällä). Suuremmat etäisyydet ovat ongelma. Useat menetelmät perustuvat standardikynttilään, joka on tähtitieteellinen kohde, jolla on tunnettu standardivalovoima.

Tikapuiden analogia johtuu siitä, että millään tekniikalla ei voida mitata etäisyyksiä kaikilla tähtitieteessä esiintyvillä etäisyyksillä. Sen sijaan yhtä menetelmää voidaan käyttää lähellä olevien etäisyyksien mittaamiseen, toista menetelmää voidaan käyttää lähellä olevien etäisyyksien ja välietäisyyksien mittaamiseen ja niin edelleen. Jokainen tikapuiden porras antaa tietoa, jota voidaan käyttää etäisyyksien määrittämiseen seuraavaksi korkeammalla portaalla.

Perusperiaatteet ja tikapuiden toiminta

Etäisyysasteikkoa kutsutaan usein kosmisiksi tikapuiksi: läheisiä kohteita mitataan suorin keinoin ja niiden tuloksia käytetään kalibroimaan seuraavan tason menetelmiä. Tämä jatkuu askel askeleelta, kunnes päästään galaxien ja kaukaisten kohteiden mittauksiin. Tärkeä eroavaisuus on myös eri menetelmien luonne: osa on standardikynttilöitä (tunnettu luminositeetti), osa standardimittoja (tunnettu fysikaalinen koko) ja osa perustuu tarkkailtuihin tilastollisiin ominaisuuksiin.

Läheiset etäisyydet: parallaksi ja sen kehitys

Parallaksi on kaikkein suoraviivaisin menetelmä: tähden näennäinen siirtymä taivaanpallolla, kun Maa kiertää Aurinkoa, antaa suoran trigonometrisen etäisyyden. Perinteisesti tämä toimii kymmenien, nyt tuhansien parsekien etäisyydelle. Nykyisin satelliitit, kuten ESA:n Gaia, ovat pidentäneet luotettavan parallaksin ulottuvuutta ja parantaneet tarkkuutta merkittävästi, mikä on ensiarvoista tikapuiden alaisten askelmien kalibroinnissa.

Välietäisyydet: vakuuttavat standardikynttilät ja -mittarit

Cepheidit: pulsoivia tähtiä, joiden pulsaatiojakson ja keskimääräisen kirkkauden välillä on selkeä suhde (period-luminosity). Cepheidit kalibroidaan paraksin avulla ja niitä käytetään mitattaessa etäisyyksiä Linnunradan ulkopuolisiin galakseihin.
RR Lyrae -tähdet: vanhoja ja hieman himmeämpiä pulsoijia, joita käytetään usein globulaarisissa klustereissa ja läheisissä galakseissa.
Tip of the Red Giant Branch (TRGB): punaisen jättiläisen haara – punaisen jättiläisten kirkkauden ääripiste tuottaa vakiomaisen valoisuuden, joten se on hyvä etäisyyden mittari erityisesti spiraaligalaksien ulkokehiltä.
Tully–Fisher -suhde: spiraaligalaksien pyörimisnopeuden ja niiden kokonaiskäytännän (luminositeetin) välinen tilastollinen yhteys. Tällä menetelmällä voidaan arvioida galaksin etäisyyttä, kun sen rotaatio on mitattu.
Faber–Jackson ja muut suhdetavat: elliptisten galaksien sisäisen nopeuden ja niiden kirkkauden välinen yhteys, joka toimii analogisesti Tully–Fisherille.
Pintakirkkauden vaihtelut (Surface Brightness Fluctuations, SBF): kaukana olevien galaksien pinnanvalon hienorakenteesta voidaan päätellä etäisyys, koska yksittäisten tähtien vaikutus vaimenee etäisyyden kasvaessa.

Kaukainen universumi: tyypin Ia supernovat ja punasiirtymä

Tyypin Ia -supernovat ovat eräs tärkeimmistä standardikynttilöistä kaukaisissa etäisyyksissä. Niiden huippuvaloisuus on suhteellisen vakio, jolloin havaitun kirkkauden perusteella voidaan päätellä etäisyys. Tyypin Ia -supernovien tutkimus johti ensiksi havaintoon universumin kiihtyvästä laajenemisesta.

Punasiirtymä (redshift) ja Hubble'n laki tarjoavat toisen tavan mitata etäisyyksiä kaukaisessa universumissa: kun galaksin spektriviivat siirtyvät punaisemmiksi, voidaan laskea loittonemisnopeus ja Hubble'n lain avulla etäisyys — mutta tämä riippuu kosmologisista parametreista ja toimii parhaiten suurilla skaaloilla. Pieniä ja keskisuuria etäisyyksiä mitattaessa täytyy korjata paikalliset poikkeusnopeudet (peculiar velocities).

Itsenäiset ankkurit ja modernit tekniikat

Etäisyysasteikon vahvistamiseksi ja kalibroimiseksi käytetään myös muita, riippumattomia menetelmiä:

Maserit (megamaserit) galaksien keskustoissa voivat tarjota geometrisia etäisyyksiä hyvin pienin systemaattisin virhein, ja niitä käytetään Hubble-vakion riippumattomaan mittaukseen.
Gravitaatiolinssin aika-viiveet: moninkertaiset kuvat kaukaisista quasareista ja niiden valon kulkuerojen mittaus antaa etäisyyteen liittyvää informaatiota ja voi haastaa tai täydentää muita menetelmiä.
Standardimitat kuten baryoninen akustiinen vaimennus (BAO) toimivat “standardirautoina” kosmologisilla mittakaavoilla ja auttavat määrittämään kosmologisia etäisyyksiä ja laajenemishistoriaa.
Kosmisen mikroaaltotaustan (CMB) mittaukset antavat suuret mittakaavojentason rajaukset kosmologisille parametreille, joiden avulla voidaan tulkita punasiirtymiä ja etäisyyksiä syvälle universumiin.

Rajoitukset, virhelähteet ja kalibrointi

Jokaisella etapilla on omat heikkoutensa ja systemaattiset epävarmuutensa. Tavallisimpia ongelmia ovat:

Interstellaarisen pölyn aiheuttama himmennys (extinction), joka tekee kohteen näennäisestä kirkkaudesta pienemmän.
Metallisuuden vaikutukset, erityisesti pulsoivien tähtien period-luminosity-suhteeseen.
Valintavaikutukset (selection bias) ja otosvirhe, kun havaintokynnys rajaa nähtävissä olevia kohteita.
Paikalliset poikkeusnopeudet, jotka vaikuttavat punasiirtymän tulkintaan pienemmillä etäisyyksillä.

Siksi etäisyysasteikko rakentuu varovaisesta ristiinkalibroinnista: parallaksi antaa perustan, jota Cepheidit ja muut välineet laajentavat, ja nämä taas kalibroivat supernovat ja muut kaukaiset mittarit. Monimutkaisuus ja jatkuva tarkentaminen ovat syitä, miksi etäisyysmittaukset ovat tähtitieteen aktiivinen tutkimusalue.

Miksi tämä on tärkeää?

Luotettavat etäisyydet ovat perusta lähes kaikelle kosmologialle ja galaktiselle tutkimukselle: etäisyydet määräävät kirkkaudet, massat, koko- ja ikäarviot sekä universumin laajenemisen mittaukset. Kosminen etäisyysasteikko yhdistää monenlaisia menetelmiä ja havaintoja, ja sen parantaminen johtaa parempaan ymmärrykseen maailmankaikkeuden historiasta ja rakenteesta.

Suorat toimenpiteet

Tähtitieteellinen yksikkö

Tähtitieteellinen yksikkö on maapallon keskimääräinen etäisyys auringosta. Tämän tiedämme melko tarkasti. Keplerin lait kertovat planeettojen etäisyyksien suhteet, ja tutka kertoo absoluuttisen etäisyyden sisäisiin planeettoihin ja niiden ympärillä kiertäviin keinotekoisiin satelliitteihin.

Parallax

Parallaksi on trigonometrian käyttö aurinkokunnan lähellä olevien kohteiden etäisyyksien selvittämiseksi.

Kun Maa kiertää Aurinkoa, lähellä olevien tähtien sijainti näyttää hieman muuttuvan kaukaisempaa taustaa vasten. Nämä siirtymät ovat suorakulmaisen kolmion kulmia, jossa 2 AU muodostaa kolmion lyhyen jalan ja etäisyys tähteen on pitkä jalka. Siirtymän määrä on melko pieni, 1 kaarisekunnin suuruinen 1 parsek (3,26 valovuoden) etäisyydellä olevalle kohteelle.

Tämä menetelmä toimii muutaman sadan parsekin etäisyyksillä.

Vakiokynttilät

Tunnetun kirkkauden omaavia kohteita kutsutaan standardikynttilöiksi. Useimmat fyysiset etäisyysmittarit ovat vakiokynttilöitä. Ne ovat objekteja, jotka kuuluvat luokkaan, jonka kirkkaus tunnetaan. Vertaamalla sen tunnettua kirkkautta sen havaittuun kirkkauteen voidaan laskea kohteen etäisyys käänteisneliölain avulla.

Tähtitieteessä kohteen kirkkaus ilmoitetaan sen absoluuttisena suuruutena. Tämä suure saadaan sen valovoiman logaritmista 10 parsekin etäisyydeltä katsottuna. Näennäinen magnitudi on havaitsijan näkemä magnitudi. Sen avulla voidaan määrittää kohteen etäisyys D kiloparsekkeina (kiloparsek = 1 000 parsekia) seuraavasti:

5 ⋅ log 10 D k p c = m - M - 10 , {\displaystyle {\begin{smallmatrix}5\cdot \log _{10}{\frac {D}{\mathrm {kpc} }}\\ =\ m\ -\ M\ -\ 10,\end{smallmatrix}}}} ${\begin{smallmatrix}5\cdot \log _{10}{\frac {D}{\mathrm {kpc} }}\ =\ m\ -\ M\ -\ 10,\end{smallmatrix}}$

missä m on näennäinen magnitudi ja M absoluuttinen magnitudi. Jotta tämä olisi tarkkaa, molempien magnitudien on oltava samalla taajuuskaistalla, eikä säteittäistä liikettä voi olla.

Tarvitaan myös keino ottaa huomioon tähtien välinen sammuminen, joka myös saa kohteet näkymään himmeämpinä ja punaisempina. Absoluuttisen ja näennäisen magnitudin eroa kutsutaan etäisyysmoduuliksi, ja tähtitieteelliset etäisyydet, erityisesti galaksien väliset etäisyydet, taulukoidaan joskus tällä tavalla.

Ongelmat

Minkä tahansa vakiokynttiläluokan kohdalla on kaksi ongelmaa. Tärkein on kalibrointi, eli sen selvittäminen, mikä on kynttilän absoluuttinen suuruus.

Toinen on luokan jäsenten tunnistaminen. Tavallinen kynttiläkalibrointi ei toimi, ellei objekti kuulu luokkaan. Äärimmäisillä etäisyyksillä, joilla etäisyysindikaattoria halutaan eniten käyttää, tämä tunnistamisongelma voi olla varsin vakava.

Standardikynttilöihin liittyvä merkittävä ongelma on kysymys siitä, kuinka standardikynttilöitä ne ovat. Esimerkiksi kaikki havainnot näyttävät viittaavan siihen, että tunnetun etäisyyden päässä olevilla tyypin Ia supernovilla on sama kirkkaus, mutta on mahdollista, että kaukaisilla tyypin Ia supernovilla on erilaiset ominaisuudet kuin lähellä olevilla tyypin Ia supernovilla.

Galaktisen etäisyyden indikaattorit

Suoriin mittauksiin perustuvia etäisyyksiä on saatavilla muutamaa poikkeusta lukuun ottamatta vain noin tuhanteen parsekiin asti, joka on vaatimaton osa omaa galaksia. Tätä pidemmillä etäisyyksillä mittaukset riippuvat fysikaalisista oletuksista, toisin sanoen siitä, että kyseinen kohde tunnistetaan ja että kohteiden luokka on riittävän homogeeninen, jotta sen jäseniä voidaan käyttää etäisyyden mielekkääseen arviointiin.

Fyysisiä etäisyysmittareita, joita käytetään asteittain suuremmilla etäisyysasteikoilla, ovat muun muassa:

Peittyvät kaksoispistejoukot - Viime vuosikymmenen aikana pimenevien kaksoispistejoukkojen mittaaminen on tarjonnut keinon mitata galaksien etäisyyttä. Tarkkuus on 5 prosentin tasolla noin 3 miljoonan parsekin etäisyyteen asti.
RR Lyrae -muuttujat - ovat jaksottaisia muuttuvia tähtiä, joita esiintyy yleisesti palloparvissa ja joita käytetään usein standardikynttilöinä galaktisten etäisyyksien mittaamisessa. Näitä punaisia jättiläisiä käytetään etäisyyksien mittaamiseen galaksin sisällä ja läheisissä palloparvissa.
Galaktisessa tähtitieteessä röntgenpurkauksia (neutronitähden pinnalla tapahtuvia lämpöydinleimahduksia) käytetään vakiokynttilöinä. Röntgenpurkausten havainnoissa nähdään joskus röntgensäteilyspektrejä, jotka viittaavat säteen laajenemiseen. Siksi röntgensäteilyvirran pitäisi purkauksen huipulla vastata Eddingtonin luminositeettia, joka voidaan laskea, kun neutronitähden massa tunnetaan (1,5 auringon massaa on yleisesti käytetty oletus).
Kefeidimuuttujat ja novat

Kefeidit ovat erittäin kirkkaiden muuttuvien tähtien luokka. Kefeidien muuttuvien tähtien valovoiman ja pulssijakson välinen vahva suora yhteys varmistaa kefeidien aseman tärkeinä standardikynttilöinä galaktisten ja ekstragalaktisten etäisyysasteikkojen määrittämisessä.
Novat ovat lupaavia käytettäväksi vakiokynttilöinä. Esimerkiksi niiden absoluuttisen magnitudin jakauma on bimodaalinen, ja päähuippu on magnitudilla -8,8 ja pienempi magnitudilla -7,5. Novien absoluuttinen magnitudi on myös suurin piirtein sama 15 päivää niiden huipun jälkeen (-5,5). Tämä menetelmä on suunnilleen yhtä tarkka kuin kefeidien muuttuvien tähtien menetelmä.

Valkoiset kääpiöt. Koska supernoivaksi muuttuvien valkoisten kääpiötähtien massa on tasainen, tyypin Ia supernovat tuottavat tasaisen huippuvalovoiman. Tämän arvon pysyvyyden ansiosta näitä räjähdyksiä voidaan käyttää standardikynttilöinä mittaamaan niiden isäntägalaksien etäisyyttä, koska supernovien visuaalinen magnitudi riippuu ensisijaisesti etäisyydestä.
Punasiirtymät ja Hubblen laki Käyttämällä Hubblen lakia, joka suhteuttaa punasiirtymän etäisyyteen, voidaan arvioida minkä tahansa galaksin etäisyys.

Pääsekvenssin sovitus

Hertzsprung-Russell-diagrammissa tähtiryhmän absoluuttinen magnitudi on piirretty suhteessa tähtien spektriluokitukseen. Evoluutiokaavioita löydetään, jotka liittyvät tähden massaan, ikään ja koostumukseen. Erityisesti vedyn palamisen aikana tähdet kulkevat diagrammissa pääjaksoksi kutsuttua käyrää pitkin.

Mittaamalla ominaisuuksia tähden spektristä voidaan selvittää pääjaksotähden sijainti H-R-diagrammissa. Tämän perusteella arvioidaan tähden absoluuttinen magnitudi. Kun tätä arvoa verrataan näennäiseen magnitudiin, voidaan määrittää likimääräinen etäisyys sen jälkeen, kun on korjattu kaasun ja pölyn aiheuttama tähtien välinen kirkkauden sammuminen.

Hyadien kaltaisessa gravitaatiolla sidotussa tähtijoukossa tähdet ovat muodostuneet suunnilleen saman ikäisinä ja sijaitsevat samalla etäisyydellä toisistaan. Tämä mahdollistaa suhteellisen tarkan pääsarjan sovittamisen, jolloin voidaan määrittää sekä ikä että etäisyys.

Tämä ei ole täydellinen luettelo menetelmistä, mutta se osoittaa, millä tavoin tähtitieteilijät arvioivat tähtitieteellisten kohteiden etäisyyttä.

Nova Eridani 2009 (näennäinen magnitudi ~8,4) täysikuun aikana.

Kysymyksiä ja vastauksia

Kysymys: Mikä on kosminen etäisyystikas?

A: Kosmiset etäisyystikkaat on menetelmä, jota tähtitieteilijät käyttävät mittaamaan kohteiden etäisyyttä avaruudessa.

K: Miksi tähtitieteilijät käyttävät useita menetelmiä mitatakseen etäisyyksiä avaruudessa?

V: Mikään menetelmä ei sovellu kaikkiin kohteisiin ja etäisyyksiin, joten tähtitieteilijät käyttävät useita menetelmiä.

K: Onko tähtitieteellisten kohteiden etäisyyden suora mittaaminen mahdollista kaikkien kohteiden osalta?

V: Ei, suora etäisyyden mittaus on mahdollista vain kohteille, jotka ovat riittävän lähellä Maata (noin tuhannen parsekin sisällä).

K: Mikä on vakiokynttilä?

V: Standardikynttilä on tähtitieteellinen kohde, jonka vakiovalovoima tunnetaan.

K: Miksi kosmisen etäisyyden tikapuiden yhteydessä käytetään tikapuiden analogiaa?

V: Tikapuiden analogiaa käytetään, koska millään yhdellä tekniikalla ei voida mitata etäisyyksiä kaikilla tähtitieteessä esiintyvillä etäisyyksillä, mutta sen sijaan yhdellä menetelmällä voidaan mitata lähellä olevia etäisyyksiä, ja tikapuiden jokainen porras antaa tietoa, jota voidaan käyttää etäisyyksien määrittämiseen seuraavaksi korkeammalla porrasaskelmalla.

Kysymys: Mitä kosmisten etäisyystikkaiden jokainen porras tarjoaa?

V: Kosmisten etäisyystikkaiden jokainen porras antaa tietoa, jota voidaan käyttää etäisyyksien määrittämiseen seuraavaksi korkeammalla porrasaskelmalla.

K: Mikä on ekstragalaktinen etäisyysasteikko?

V: Ekstragalaktinen etäisyysasteikko on toinen termi kosmisille etäisyystikkaille, joita tähtitieteilijät käyttävät avaruudessa olevien kohteiden etäisyyksien mittaamiseen.