Wie werden Entfernungen und Durchmesser von Sternen experimentell gemessen?

Um die Größe und Entfernung von Sternen zu messen, verwenden Sie eine Reihe von Werkzeugen, die aufeinander aufbauen.

Für die Entfernung gibt es zuerst die Parallaxe. In den 6 Monaten, die die Erde braucht, um von einer Seite der Sonne zur anderen zu gelangen, haben nahe Sterne eine offensichtliche Positionsverschiebung relativ zu entfernten Sternen oder vorzugsweise Galaxien. Triangulation gibt die Entfernung an.

Dann kann eine Leuchtdichtetabelle basierend auf dem Sterntyp (Spektrum) oder Verhalten (Cepheid- und RR-Leier-Variablen, die von Stern zu Stern erstaunlich konsistent sind) für weiter entfernte Sterne verwendet werden. Die variablen Sterne können sogar in nahen Galaxien gesehen werden und ihre Helligkeit gibt ein gutes Maß für ihre Entfernung.

Wenn Sie die Entfernung von der Sternhelligkeit kennen, können Sie den nächsten Sprung zur Verwendung der Rotverschiebung machen. Sie können die kleine Rotverschiebung in lokalen Galaxien sehen, um sie auf den aktuellen populären Wert für die Hubble-Konstante zu kalibrieren, und Messungen von dort aus verwenden Rotverschiebung. Ich denke, eine gewisse Leuchtdichte von Quasaren wird für wirklich große Entfernungen verwendet, aber ich bin da nicht auf dem Laufenden.

Für die Größe können Sterne wie die Sonne als Referenz verwendet werden, und einige nahegelegene Sterne wurden mit interferometrischen Methoden gemessen, die von Michelson entwickelt (und erstmals durchgeführt) wurden. Radioastronomie mit Interferometrie mit langer Basislinie liefert sehr gute Größeninformationen, da sie von der Kohärenzlänge und damit von der Größe der Quelle abhängt. Ausarbeitungen und Variationen davon haben Größeninformationen zu Sternen im gesamten HR-Diagramm von Sternmasse und Leuchtdichte hervorgebracht.

Die Arbeit der Astrophysik über die in Sternen erzeugte Energie und ihre Größe im Vergleich zu Masse im Vergleich zu Spektren war hervorragend, und ich bin hier überfordert, aber ich denke, dass diese Ergebnisse heute von größtem Nutzen sind, um die Größe zu bestimmen. Grundsätzlich können Sie jemandem die Spektren geben und er kann Ihnen die Masse und Größe eines Sterns mitteilen.

Wenn wir Arrays optischer Teleskope in den Weltraum bringen, werden direkte Messungen an viel weiter entfernten Objekten möglich sein, als bisher gemessen wurden, und dies alles wird um eine Größenordnung verfeinert (oder mehrere Größenordnungen, da sogar Planeten um Sterne sein können abgebildet). Beachten Sie, dass ich mit "direkter Messung" mit Arrays wirklich optische Messungen von etwas meine, das nach viel Berechnung ein Bild erzeugt.

Das primäre Mittel, mit dem wir die Entfernungen zu Sternen erhalten, ist die trignometrische Parallaxe . Die Erde (oder ein Satellit im Orbit um die Sonne) bildet die Basis eines Dreiecks mit dem fernen Stern an der Spitze, während er die Sonne umkreist. Dadurch ändert sich die scheinbare Position am Himmel auf regelmäßige, periodische Weise, und dies kann modelliert werden, um die "Höhe" des Dreiecks und damit die Entfernung zum Stern zu ermitteln. Alle anderen Methoden zur Entfernungsschätzung basieren im Wesentlichen auf Kalibrierungen mit derart gemessenen Entfernungen zu Sternen.

Da der "Parallaxenwinkel" mit zunehmender Entfernung des Sterns kleiner wird, liefert die Parallaxenmethode die genauesten Ergebnisse für nahe Sterne. Mit dem Aufkommen des Astrometrie-Satelliten Gaia , der extrem genaue Positionen für etwa eine Milliarde Sterne hat und misst, sind jetzt ziemlich präzise Parallaxen bestellbar$10^8$Sterne in unserer Galaxie. Diese Entfernungen können verwendet werden, um eine Vielzahl von sekundären empirischen Entfernungsindikatoren zu kalibrieren (z. B. wie hell ein Stern wirklich aufgrund seines Spektraltyps ist, auch bekannt als spektroskopische Parallaxe ; oder die Beziehung zwischen der absoluten Leuchtkraft und den Pulsationsperioden von Cepheiden-Variablen oder RR Lyrae-Variablen ).

Die Messung der wahren Radien von Sternen ist schwieriger als die Messung der Parallaxe, und erheblich weniger (um viele Größenordnungen) Sterne haben direkte Messungen ihrer Radien. Fast alle Sterne sind zu weit entfernt und zu klein, um in einzelnen Teleskopen als alles andere als Punktquellen gesehen zu werden (obwohl es bei einigen nahen Überriesensternen eine Handvoll Ausnahmen gibt). Dieses Problem wird stattdessen unter Verwendung von drei primären Methoden verfeinert.

1. Interferometrie. Durch den Bau einer interferometrischen Anordnung von Teleskopen, die durch eine Grundlinie getrennt sind, die viel größer ist als diese Teleskope, kann man eine Winkelauflösung am Himmel erreichen, die einem Teleskop mit einem Durchmesser gleich der längsten Grundlinie in der Anordnung entspricht. Dies ist in der Lage, die Winkelbreite eines Sterns "abzubilden" oder zumindest zu erkennen. Das CHARA-Array ist ein gutes Beispiel für ein Interferometer, das häufig zum Messen des Winkeldurchmessers von Sternen verwendet wird. Wenn der Winkeldurchmesser dann mit einer bekannten Entfernung (aus einer Parallaxe - siehe oben) kombiniert werden kann, kann der tatsächliche Durchmesser / Radius des Sterns berechnet werden. Diese Methode funktioniert am besten entweder für nahe Sterne oder für Riesensterne, bei denen die Winkeldurchmesser groß genug sind, um eine genaue Messung zu erhalten.

2. Verdunkelung binärer Systeme. Wenn zwei Sterne ihren gemeinsamen Massenmittelpunkt umkreisen, dann sehen wir, wenn die Umlaufebene des Systems nahe an der Kante liegt, Finsternisse im Licht, das vom System kommt, wenn ein Stern den anderen verdeckt. Mit einfacher Gravitationsmechanik und Geometrie lässt sich dann das Verhältnis der Radien der Sterne zu ihrem Abstand bestimmen. Wenn man dann die Geschwindigkeiten messen kann, mit denen die Sterne einander umkreisen, dann kann das ihre individuellen Massen und Abstände bestimmen und führt zu einer vollständigen Bestimmung der Systemparameter, möglicherweise mit sehr hoher Genauigkeit (siehe beispielsweise Southworth 2020). Im Prinzip funktioniert diese Methode auch dann, wenn Sie die Entfernung zu den Sternen nicht kennen. Leider kann es nur auf Sterne in verdunkelnden Doppelsternsystemen angewendet werden, die selten sind, und es ist möglich, dass die binäre Natur dieser Sterne, insbesondere wenn der Abstand mit ihren Radien vergleichbar ist, bedeutet, dass ihre Radien möglicherweise nicht für alle repräsentativ sind Stars ihrer Art.

3. Verdeckungen. Wenn ein leuchtender, entfernter Stern von einer "harten Kante" im Sonnensystem (z. B. vom luftlosen Rand des Mondes oder einem Asteroiden) verfinstert wird, dann wird der Stern nicht sofort verdeckt, es entsteht ein Beugungsmuster, das von der harten Kante gebildet wird . Die Projektion dieses Beugungsmusters bewegt sich schnell über die Erdoberfläche und kann mit einem Teleskop in Form einer schnellen (10–100 Hz) Oszillation des Lichts erfasst werden, das von dem Stern empfangen wird, während er verdeckt wird. Da der Stern jedoch eine endliche Größe hat, gleitet er für eine endliche Zeit aus dem Blickfeld und dies verändert das Beugungsmuster. Die Analyse dieses Beugungsmusters führt zu einer Schätzung des stellaren Winkeldurchmessers (z. B. Benbow et al. 2019). Der Winkeldurchmesser kann dann in einen linearen Durchmesser umgerechnet werden, wenn der Abstand über eine Parallaxe bekannt ist - siehe oben. Um diese Methode anzuwenden, muss der Stern einigermaßen hell sein (oder Sie benötigen ein großes Teleskop), um die erforderliche Abtastrate zu erhalten, und natürlich muss er von etwas im Sonnensystem verdeckt sein.

Sobald direkte Radiusmessungen für einen repräsentativen Satz von Sternen erstellt wurden, kann man versuchen, die Beziehungen zwischen Radius und Leuchtkraft oder Radius und Oberflächenhelligkeit zu kalibrieren, möglicherweise als Funktion der Temperatur und Zusammensetzung eines Sterns, und diese können zur Schätzung verwendet werden Radien von Sternen, die weiter entfernt sind oder für die keine direkten Radiusschätzungen verfügbar sind (die meisten Sterne).