Für die Messung von Entfernungen ist die Kenntnis der absoluten Helligkeit oder Helligkeit oft entscheidend, insbesondere bei sehr großen Entfernungen. Leider können wir aufgrund von Auflösungsgrenzen nicht den Durchmesser von weit entfernten Objekten messen und die absolute Helligkeit berechnen und ableiten.
Deshalb sind Objekte oder besser benannte Zustände im Lebenszyklus bestimmter Objekte, wie Supernovae vom Typ Ia , so wichtig.
Welche zusätzlichen Objekte kennen wir, die diese Eigenschaft teilen? Gibt es Objekte, von denen theoretisch eine absolute Größe vorhergesagt wurde, die aber bisher noch nicht entdeckt wurden? Benennen Sie das Objekt und den Spektralbereich des emittierten Lichts oder Teilchens.
Der Fachjargon für das, was Sie suchen, ist "Standardkerze": Dinge, deren Leuchtkraft wir bestimmen können, ohne ihre Entfernung zu kennen. Sie sind für Astronomen von besonderem Interesse, da sie zur Messung von Entfernungen verwendet werden können.
Es gibt viele solcher Objekte, aber alle sollten mit einiger Vorsicht behandelt werden. In keinem Fall ist unser Wissen über die Leuchtkraft perfekt, und in vielen Fällen gibt es eine große intrinsische Streuung. Im Allgemeinen ist unser Wissen nicht von der Form „alle Objekte vom Typ x haben die Leuchtkraft y“, sondern eher von der Form „für Objekte vom Typ x ist die Leuchtkraft mit den Parametern a, b und c gemäß der komplizierten Gleichung foo korreliert. " Der physikalische Ursprung der komplizierten Gleichung foo ist in einigen Fällen viel besser verstanden als in anderen und muss in allen Fällen empirisch kalibriert werden. Insbesondere wenn der physikalische Ursprung der Korrelation kaum verstanden wird, wissen wir möglicherweise nicht, ob oder wie sich die Kalibrierung mit dem Alter des Universums ändert. Da wir sehr weit entfernte Objekte so sehen, wie sie waren, als das Universum jünger war,
In allen Fällen muss man darauf achten, die Rotverschiebung zu berücksichtigen, da der Teil des Ruhespektrums eines Objekts, der beispielsweise in der Nähe blau erscheint, rot oder sogar IR erscheinen kann, wenn dasselbe Objekt weiter entfernt ist. (Siehe k-Korrektur .) In vielen Fällen kann ein Wellenlängenbereich verwendet werden (zumindest im visuellen oder IR), aber die Kalibrierung kann für verschiedene Ruhewellenlängen unterschiedlich sein. Wenn Sie alle Objekte durch denselben Filter beobachten, beobachten Sie unterschiedliche Objekte bei unterschiedlichen Ruhewellenlängen.
Hier sind einige Standardkerzen:
Veränderliche Cepheidensterne (siehe 2000ApJS..128..431F ) sind sehr hell, und ihre Leuchtkraft korreliert stark mit ihrer Leuchtkraft, was sie zu hervorragenden Standardkerzen macht.
RR Lyrae Veränderliche Sterne folgen ebenfalls einer solchen Beziehung ( 2003LNP...635...85B ), sind aber schwächer.
Supernovae vom Typ Ia sind sehr hell, und ihre maximale Leuchtkraft kann aus ihrer Änderung der Leuchtkraft im Laufe der Zeit geschätzt werden.
Die Spitze des roten Riesenzweigs im HR-Diagramm ( 2000ApJS..128..431F ) ist ein helles Merkmal des HR-Diagramms, das verwendet werden kann. Blaue Überriesen wurden auch als mögliche Standardkerzen vorgeschlagen (siehe 2003LNP...635..123K ).
Die einfache Oberflächenhelligkeit einer Galaxie ist als Standardkerze nutzlos: Die Anzahl der Sterne pro Quadratbogensekunde steigt mit dem Quadrat der Entfernung, während die Leuchtkraft eines einzelnen Sterns mit dem Quadrat der Entfernung abnimmt, sodass die Oberflächenhelligkeit unabhängig von der Entfernung ist. Aber selbst in einer Galaxie, in der die Sterne gemäß einer glatten Funktion verteilt sind (wie in einer elliptischen Galaxie wie M87), ist die Oberflächenhelligkeit nicht vollkommen glatt, weil die Sterne von endlicher Helligkeit sind: Die Sterne sind gemäß der Glättungsfunktion zufällig verteilt, und zufällig haben einige Orte mehr Sterne als andere. Die Rauheit der Galaxie kann daher verwendet werden, um die leuchtkraftgewichtete mittlere Leuchtkraft der Sterne in der Galaxie zu messen, und dies kann als eine Art Standardkerze verwendet werden. Dies ist die "Oberflächenhelligkeitsfluktuation" (SBF)-Methode zur Abstandsmessung, eingeführt 1988AJ.....96..807T .
Große Galaxienhaufen haben normalerweise eine helle riesige elliptische Galaxie in der Nähe des Zentrums. Diese werden als „Brightest Cluster Galaxies“ (BCGs) bezeichnet. BCGs haben eine ziemlich konstante Leuchtkraft; siehe 1995 ApJ...440...28P .
Planetarische Nebel können ein breites Spektrum an Helligkeiten haben, aber es gibt eine klar definierte Obergrenze dafür, wie hell sie sein können (siehe 1989ApJ ... 339 ... 39J und zugehörige Artikel). Misst man also die Anzahl planetarischer Nebel in einer Galaxie als Funktion der Leuchtkraft, der „Planetary Nebula Luminosity Function“ (PNLF), kann der Cutoff am hellen Ende als Standardkerze verwendet werden.
Die Spitze der Kugelsternhaufen-Leuchtkraftfunktion (GCLF) scheint über verschiedene Galaxien hinweg konsistent zu sein, sodass die Leuchtkraft, bei der es die meisten Kugelsternhaufen in einer bestimmten Galaxie gibt, als Standardkerze verwendet werden kann. Der physikalische Grund für diese Konsistenz ist nicht gut verstanden. Siehe 2006AJ....132.2333S .
Bei Spiralgalaxien besteht eine Beziehung zwischen der Rotationskurve und der Leuchtkraft, die "Tully-Fisher"-Beziehung ( 1977A&A....54..661T ). Siehe auch die Faber-Jackson-Beziehung ( 1976ApJ...204..668F ) und die Fundamentalebene für elliptische Galaxien.
Möglicherweise besteht eine Beziehung zwischen dem Radius der breiten Linienregion eines aktiven galaktischen Kerns und seiner Leuchtkraft. Siehe Watson et al. (2011) .
Eine weit verbreitete Methode zum Abschätzen von Entfernungen zu Haufen und nahen Galaxien basiert auf morphologischen Merkmalen im Hertzsprung-Russell-Diagramm (im Grunde eine Darstellung der Sternhelligkeit gegenüber der effektiven Temperatur oder der zugehörigen Farbe). Der Ort der Sterne, die in ihren Kernen Wasserstoff in Helium umwandeln, ist im HR-Diagramm besonders gut definiert und wird als Hauptsequenz bezeichnet. Das untere Ende der Hauptsequenz kann genau gezeichnet werden, indem nahe Sterne verwendet werden, deren Entfernungen durch Sternparallaxe oder andere geometrische Mittel gut bestimmt sind. Die Hauptsequenz kann durch die Beobachtung junger Haufen in unserer Galaxie zu höheren Leuchtkräften erweitert werden.
Entfernungen zu nahen Galaxien können bestimmt werden, indem mehr leuchtende Merkmale im HR-Diagramm verglichen werden, wie z. B. RR-Lyrae-Sterne auf dem „Horizontalen Zweig“ (Ort hoch entwickelter Sterne, denen der Kernbrennstoff ausgeht). Eine verfeinerte Methode zur Verwendung von Cepheid-Variablenpositionen im HR-Diagramm (damals als Perioden-Leuchtkraft-Farb-Beziehung bezeichnet) erweitert die Verwendung des HR-Diagramms bis hin zu überriesigen Leuchtkräften.
Es gibt viele Teufel in den Details, insbesondere die Auswirkungen der „Metallizität“ (Fülle von anderen Elementen als Wasserstoff und Helium) in den Sternen, die berücksichtigt werden müssen.
Es ist schon eine Weile her, aber die Standardkerzen gehören dazu
Das Erste und die Grundlage aller Entfernungsschätzungen ist die Parallaxe! Sterne in unserer Nachbarschaft haben vom Durchmesser der Erdbahn aus gesehen eine gewisse Parallaxe. Dies macht eine ziemlich genaue Messung der Entfernung. Allen Sternen mit präziser Parallaxe kann eine absolute Leuchtkraft zugeordnet werden. Um weiter zu gehen, müssen Sie innerhalb der Menge dieser Sterne nach "Standardkerzen" suchen, die eine zuverlässig messbare Parallaxe haben.
Eine andere Methode ist das Beugungsmuster von Sternen (Kohärenzlänge des Sternenlichts). Damit lässt sich der Durchmesser eines Sterns bestimmen. Durchmesser (Fläche) und Farbtemperatur erlauben die Berechnung absoluter Leuchtstärken.
strmqm
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