Wie misst man die Entfernung zu Sternen in der Galaxie?

Ich weiß, dass wir für nahe Sterne (<50 LY) den Parallaxeneffekt verwenden können. Und für entfernte Galaxien verwenden wir die Rotverschiebung (& Hubble-Konstante). Wie messen wir also, wie weit ein Stern, sagen wir 50.000 LY, von der Erde entfernt ist?

Ich weiß, dass mir etwas fehlt, ich weiß nur nicht, was.

Wie können wir davon ausgehen, dass es eine Beziehung zwischen Rotverschiebung und Entfernung gibt, wenn die Sterne sichtbar sind

  • wirken wie eine (turbulente) Flüssigkeit innerhalb der Galaxie und
  • kann sich auf irgendeine Art und Weise bewegen?

Bearbeiten: Es ist eine physikalische Frage, weil ich wirklich wissen möchte, wie das Sterngeschwindigkeitsmodell in der Galaxie ist, um die Rotverschiebung zu verwenden. Mein Instinkt sagt mir, dass sich Sterne wie ein Schwarm innerhalb der Galaxie mit einer Gesamtdrehung um den Schwerpunkt der Galaxie bewegen (in Übereinstimmung mit der bearbeiteten Horowitz-Antwort).

Gute Frage, aber ich denke, es würde besser auf die Astronomie-Website passen . Ich werde es hier jedoch nicht schließen, weil es etwas mit Physik zu tun hat und wir eigentlich keine Fragen auf Beta-Sites migrieren sollen.
Die Parallaxe beträgt gut mehrere hundert Lichtjahre. Tatsächlich glaube ich, dass die längsten Messungen jetzt über 1000 Lichtjahre hinausgehen, obwohl die Fehlerbalken auf ihnen erschütternd sind.
Diese Messungen wurden wahrscheinlich durch Satellitenastrometrie ermöglicht, wie der neue Hipparcos-Satellit, en.wikipedia.org/wiki/Hipparcos
Mögliche Duplikate: physical.stackexchange.com/q/24927/2451 und Links darin.

Antworten (2)

Innerhalb der Galaxie werden zahlreiche Entfernungsindikatoren verwendet. Der gebräuchlichste Weg ist die Verwendung der intrinsischen Größe. Indem wir wissen, wie hell ein Objekt in der Nähe wäre, können wir anhand seiner Helligkeit bestimmen, wie weit es entfernt ist. Es gibt viele Arten von Sternen, bei denen wir aufgrund der Eigenschaften des Sterns eine ungefähre Vorstellung davon haben, wie hell sie sein sollten:

  1. Cephied-Variablen: Der ursprüngliche Typ von veränderlichen Sternen, der von Hubble verwendet wurde, um die Entfernung zur Andromeda-Galaxie zu bestimmen.

  2. RR Lyrae Variable: Wie die Cephied Variable, aber normalerweise dunkler.

  3. Typ 1a Supernova: Diese Typen sind im Gegensatz zu den ersten beiden katastrophale Variablen. Im Wesentlichen sammelt ein binärer Weißer Zwerg langsam Materie aus seinem Binärsystem an, bis er die Chandrashankar-Grenze erreicht, wonach er auf sehr charakteristische Weise explodiert (da die Masse zum Zeitpunkt der Explosion ungefähr konstant ist).

  4. Hauptreihensterne: Im Allgemeinen weniger genau als die ersten 3, es gibt einige Arten von Hauptreihensternen, die verwendet werden, um Entfernungen auf ähnliche Weise zu finden.

Es gibt ein paar andere Möglichkeiten, wie wir Entfernungen messen können:

Senkrechte Bewegung: Zum Beispiel gibt es ein „Lichtecho“ von SN 1987A, das im Wesentlichen Licht von der Supernova ist, das mit Staub um den alten Stern interagiert. Da sich dieses Echo mit Lichtgeschwindigkeit ausdehnen sollte, können wir anhand der Winkelgeschwindigkeit des Lichts erkennen, wie weit die Nova entfernt ist.

Relative Geschwindigkeit in einem sich bewegenden Cluster: (siehe Antwort von dmckee)

Tulley-Fisher-Beziehung: Eine Beziehung zwischen der Leuchtkraft der Galaxie und ihrer scheinbaren Breite. Kann als anständiger Entfernungsrechner verwendet werden.

Faber-Jackson-Beziehung: Ähnlich wie bei Tulley-Fisher bezieht sich die Leuchtkraft auf die Radialgeschwindigkeits-Dispersionsrate.

EDIT: Einige weitere Informationen zu Rotverschiebungen.

Die gesamte Beziehung zwischen Rotverschiebung und Entfernung wurde tatsächlich von Hubble hergestellt, indem Entfernung zu Cephied-Variablen (glaube ich) mit Rotverschiebung in Beziehung gesetzt wurde. Später wurde es durch Supernovae präzisiert, die heller sind und von weitem vom Vater entfernt gesehen werden können (ich denke, die jüngsten Supernovae sind gelegentlich um Z=2 herum zu sehen, während Cephieds alle Z<1 sind). Innerhalb einer Galaxie kann die Rotverschiebung nicht direkt verwendet werden, da die "eigenartige Geschwindigkeit", die Geschwindigkeit innerhalb der Galaxie, die Auswirkungen der Universumsexpansion, auf der Hubbles Gesetz basiert, vollständig überschattet. Die Rotverschiebung innerhalb der Galaxie ist für bestimmte andere Techniken nützlich.

EDIT: Ein paar kleine Fehler korrigiert.

Danke für die Antwort, und ich stimme zu, obwohl ich immer noch nicht verstehe, wie die Entfernung eines typischen Hauptreihensterns genau gemessen werden kann. In den Antworten schaue ich nicht darauf, wie weit Galaxien entfernt sind (Tulley-Fisher, Supernova, Cepheid usw.), aber woher wissen wir zum Beispiel, dass HIP 11062das bei 1347,75 LY von uns ist?
Supernova und Cepheid werden in unserer Galaxie verwendet. HIP ist eine Abkürzung für den Katalog des Hipparcos-Satelliten, der trigonometrische Parallaxe verwendet.
@ Ja72: Leuchtkraft ist eine einfache Messung. So ist die Farbe eines Sterns. Sobald Sie diese beiden Dinge haben, gibt es eine bekannte Beziehung zwischen der Farbe des Sterns und seiner Masse. Und es gibt auch eine bekannte Beziehung zwischen der absoluten Leuchtkraft des Sterns und seiner Masse, die durch Beobachtungen an Sternen bestätigt wurde, die mit Parallaxe erfasst werden können. Dann ist es nur eine Frage der Verwendung ICH = ICH 0 4 π R 2 um die Entfernung zum Stern zu finden, wo ICH ist die Intensität des Sternenlichts auf der Erde, und ICH 0 ist die Intensität des Sternenlichts in einem festen Radius um den Stern.
Um Jerrys Kommentar zu erweitern. Wir verwenden nicht nur Sterne in Parallaxenentfernung, um das HR-Diagramm zu kalibrieren, sondern auch Sterne in Kugelsternhaufen und nahen Galaxien (dies ist wichtig, weil es relativ wenige helle Sterne gibt). Aus diesem Grund erhalten Sie immer wieder Antworten zum Finden von Entfernungen zu nahe gelegenen gebundenen Objekten, die sich entweder außerhalb der Galaxie oder am Rand der Galaxie befinden: Die Entfernung dieser Objekte war erforderlich, um die Leuchtkraft von Sternen im Allgemeinen zu verstehen. Die "Leiter der Entfernung" hat tatsächlich einige Rückwärtsschritte.
Die wichtigste und grundlegendste Methode wird ein anderes Mal vergessen! Grundlegender Maßstab und Maßstab für alle anderen ist die Parallaxe!
@Benjamin Gute Antwort - nur ein paar kleinere Korrekturen. Selbst mit den leistungsstärksten Teleskopen wurden SNe nicht einmal herausgefunden z = 2 ; die meisten sind bei z < 0,5 . (Siehe zum Beispiel dieses Papier .) Weiter entfernte Kosmologie verwendet zum Beispiel Statistiken von BAOs oder dem CMB. Auch Typ Ia SNe sind Explosionen von Weißen Zwergen , nicht von Neutronensternen, sei es durch Massenüberlauf von einem riesigen Begleiter oder möglicherweise durch die Kollision von zwei von ihnen.
Das meiste davon hat nichts mit der Messung der Entfernungen zu Sternen in unserer Galaxie zu tun.

Ein netter Trick für mittlere Bereiche erfordert ein dynamisch gebundenes System, dessen Komponenten messbare Eigenbewegungen haben. Es gibt eine angemessene Anzahl von Kugelsternhaufen, die sich qualifizieren.

Wenn Sie diese Bewegungen über den Himmel projizieren, scheinen sie (in einiger Näherung) an zwei Stellen zusammenzukommen (eine vorwärts und eine rückwärts), und die Richtungen dieser Bewegungen sind die Richtung der tatsächlichen Bewegung. Kombinieren Sie das mit der gemessenen Sichtliniengeschwindigkeit (aus Doppler-Verschiebungen von Spektrallinien), und Sie kennen die Gesamtgeschwindigkeit und können die Entfernung berechnen.

Für weiter entfernte zusammengesetzte Objekte (Haufen und Galaxien), die immer noch zu nahe sind, um die kosmologische Skala zu verwenden (wir können die Hubble-Beziehung auf nichts in unserer lokalen Gruppe anwenden, da die Geschwindigkeiten, die sich aus der dynamischen Bindung ergeben, größer sind als die kosmologische Beziehung)), eins können Cephied-Variablen und Supernovae vom Typ 1a als Standardkerzen verwenden. Messen der Entfernung zu Haufen und nahen Galaxien (insbesondere den Magelenischen Wolken), um Entfernungen innerhalb der Galaxie zu finden, da dies die Gesamtpopulation von Sternen erhöht, die wir zum Kalibrieren des HR-Diagramms verwenden können.

Aber das ist der Punkt, dass es innerhalb der Galaxie kein glattes Verhältnis zwischen Entfernung und Geschwindigkeit gibt. Ein Stern bei 2000 LY könnte sich von uns wegbewegen, wohingegen ein Stern bei 2200 LY auf uns zukommen könnte. Im Allgemeinen gibt es Bewegung um die Galaxie, aber die Variation der einzelnen Sterne muss mindestens in der gleichen Größenordnung liegen.
Wenn Sie ein Maß für die tatsächliche Geschwindigkeit (finden Sie aus der Dopplerverschiebung plus der Richtung) und die Eigenbewegung (Winkelgeschwindigkeit und bekannt aus der direkten Messung, wenn der Zeigetrick funktionieren soll) haben, ist das Finden der Entfernung eine Frage der Trigonometrie.
Wie misst man die Entfernung zu Sternen in der Galaxie?
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