Astronomi

Standart mum olarak tip I a süpernova kullanımı

Standart mum olarak tip I a süpernova kullanımı



We are searching data for your request:

Forums and discussions:
Manuals and reference books:
Data from registers:
Wait the end of the search in all databases.
Upon completion, a link will appear to access the found materials.

Evrenin yaşını hesaplamak için neden sadece tip -Ia süpernovalar standart mum olarak kullanılıyor ve neden tip II, tip Ib, tip 1c değil?


Bir beyaz cüce, kararsız hale geldiği belirli bir boyuta toplanarak büyüdüğünde bir tip 1a süpernova oluşur. Bu, haberci nesnenin her zaman 1.39 güneş kütlesi kütleli beyaz bir cüce olduğu anlamına gelir. Öncül nesne her zaman aynı tipte ve aynı boyutta olduğundan, süpernovanın aynı parlaklıkta olduğu düşünülür.

Öte yandan, dev yıldızların çöküşünden tip II süpernovalar oluşur. Haberci nesne, yaklaşık 10 Güneş kütlesinden maksimum 100'ün üzerine kadar bir kütle aralığına sahip olabilir. Süpernovanın parlaklığı, öncünün kütlesine (ve metaliklik gibi diğer faktörlere) bağlıdır ve bu nedenle tip II süpernovalar değildir. hepsi eşit derecede parlak.

Diğer türler de boyut veya diğer faktörler açısından farklılık gösteren öncülere sahiptir, yalnızca tip 1a süpernovaların standart bir öncü olarak her zaman 1.39 kütleli beyaz bir cüceye sahip olduğu düşünülür, bu nedenle standart bir mum olarak yalnızca tip 1a uygundur.


Tip Ia Süpernova Standart Mumlar mı?

Mesafe ölçümleri için standart mumların kullanımı oldukça yaygındır. Ancak şu anda astronomide saf bir standart mum bilmiyoruz. Standart mum kavramı, yalnızca benzersiz bir parlaklığın güvenli bir şekilde kurulmasını değil, aynı zamanda nesnelerin bir sınıf olarak net bir gözlemsel ayrımını da içerir. Bilinen en küçük saçılma arasında maksimum parlaklık gösteren Tip Ia süpernovaların bile doğru mesafeler sağlamak için normalleştirilmesi gerekir. Bu normalleştirme olmadan süpernovaya dayalı kozmolojik iddialar mümkün olmazdı. Dikkatli bir normalizasyon ile Tip Ia süpernovalar, kozmoloji için bugüne kadar bilinen en iyi mesafe göstergeleridir. Bu, Hubble diyagramındaki genişleme çizgisi etrafındaki küçük dağılımla en kolay şekilde gösterilir. Ampirik normalleştirme ile ilgili sorunlar devam etmektedir ve bu normalleştirmeye ilişkin teorik bir anlayış eksiktir. Bunun, Tip Ia süpernovalardan kozmolojik çıkarımlar elde ederken sistematik belirsizlikler üzerinde doğrudan sonuçları vardır. Süpernova fiziğinin anlaşılmasını geliştirmek, şimdi bu gözlemsel kozmoloji aracını keskinleştirmek için ana görevdir. Patlama mekanizması bir kez ortaya çıktığında, Tip Ia süpernovalardaki olası evrimsel etkilerin ciddi bir tartışması başlayabilir.

Bu, abonelik içeriğinin bir önizlemesidir, kurumunuz aracılığıyla erişilir.


Standart mum olarak tip I a süpernova kullanımı - Astronomi

16 Mart 2021

M101 galaksisindeki SN 2011fe, bu çalışmada standart mum olarak kullanılan tipte bir Tip Ia süpernovadır. Bu birleşik görüntü, Las Cumbres Gözlemevi ve Palomar Geçici Fabrikası tarafından alınan verilerden oluşturulmuştur. Kredi: BJ Fulton / LCO / PTF.

Astronomide en uzun süredir devam eden ve en tartışmalı sorulardan biri şudur: Evren bugün ne kadar hızlı genişliyor? Las Cumbres Gözlemevi tarafından yapılan ölçümleri içeren yeni çalışma, soruna yeni teknikler uyguladı ve şaşırtıcı bir cevap buldu.

Gökbilimciler, evrenin yerel genişleme oranını Hubble sabiti, H olarak adlandırırlar.0, (H-naught olarak telaffuz edilir). Ölçümler son yıllarda son derece hassas hale geldi - bazıları bunu yüzde birkaçtan daha iyi ölçtüğünü iddia ediyor. Farklı gruplar, %10'dan fazla değişen – iddia edilen belirsizlikten çok daha büyük – sonuçlar ortaya çıkardı. Konuları karmaşıklaştıran ölçümler, evrende nerede yapıldıklarına bağlı olarak yüksek veya düşük kümeler gibi görünüyor. Yakındaki süpernovalardan ölçülen Hubble sabiti yüksek olma eğilimindeyken, Büyük Patlama'nın ardından gelen -Kozmik Mikrodalga Arka Planı- ölçümler düşük bir değer verir. Bazıları bunun alan için bir kriz olduğunu ve bunun “yeni fizik” gerektirdiğini savundu. Belki de Karanlık Enerjinin bilinmeyen bir özelliği, evrenin yerel genişleme hızının, ölçüldüğü mesafeye oldukça duyarlı olmasına neden oluyor. Diğerleri, “mesafe merdiveni” oluştururken - bir dizi mesafe göstergesini diğerini kalibre etmek için kullanırken - bir tür hata olması gerektiğini savunuyor.

Astronomy & Astrophysics dergisinde 12 Mart'ta yayınlanan yeni çalışma, İtalya'daki Gran Sasso Bilim Enstitüsü'nde doktora öğrencisi olan Nandita Khetan ve Istituto Nazionale di Fisica Nucleare'de yardımcı araştırmacı olan Nandita Khetan liderliğindeki uluslararası bir bilim adamları ekibini içeriyor. Doğanın en iyi mesafe göstergeleri olan Tip Ia süpernovaya olan mesafeleri kalibre etmek için galaksilerin Yüzey Parlaklığı Dalgalanmalarını kullandı. Tip Ia süpernovalar, evrendeki mesafeleri haritalamak için “standart mumlar” olarak kullanılır. Evrenin genişlemesinde hızlandığını belirlemek için kullanıldılar ve 2011 Nobel Fizik Ödülü ile sonuçlanan Karanlık Enerjinin keşfine yol açtılar.

Standart mum yöntemi, 100W'lık bir ampul gibi, bilinen uzak bir ışığın görünen parlaklığını ölçmeye ve ışığın ne kadar uzakta olduğunu bulmak için görünen ve içsel parlaklık arasındaki farkı kullanmaya dayanır. Bu, Tip Ia süpernova için bilinmeyen bir şey olan "standart mumun" içsel güç çıktısını -vat miktarını - bilmeyi gerektirir. Gökbilimciler, uzaklıkları başka yollarla belirlenen galaksilerdeki bir avuç yakındaki süpernovayı kullanarak parlaklıklarını kalibre etmek zorundalar. Geleneksel olarak bu, uzaklıkları Sefeid değişken yıldızlarının gözlemlerinden bilinen galaksilerle yapılmıştır. Yeni kağıt araştırması, Cepheidleri farklı bir temel kalibratör olan Yüzey Parlaklığı Dalgalanmaları ile değiştiriyor. Bu, farklı galaksilerdeki tek tek yıldızların çözünürlüğünü ölçer, çünkü yıldızlar bir galaksiden uzaklaştıkça bulanıklaşmaya eğilimlidir. Bir sokağın yakından fotoğraflandığında pürüzlü, uzaktan bakıldığında pürüzsüz görünmesine benzer.

Yeni çalışma, evrenin genişleme hızının iki uyumsuz değeri arasında bir cevap buldu. Bu, belki de yeni fiziğe ihtiyaç duyulmadığını savunuyor. Önceki araştırmacılar, çalışmalarının kesinliğini abartmış olabilir.

Las Cumbres Gözlemevi'nde görevli bilim insanı ve California Santa Barbara Üniversitesi'nde yardımcı öğretim üyesi olan Andy Howell, çalışmada kullanılan bazı süpernova gözlemlerini sağlayan dünya çapında bir işbirliği olan Küresel Süpernova Projesi'nin Baş Araştırmacısıdır. “Bu Hubble Constant kriziyle ilgili yakın tarihli bir konferansta, her konuşmacı metodolojilerini gözden geçirdikten sonra, yaptıklarıyla ilgili herhangi bir sorun bulamadım. Farklı Hubble sabitlerini açıklamak için yeni fiziğe ihtiyacımız olup olmadığını sorgulamaya başladım. Ama şimdi, bizden önceki birkaç çalışma gibi, ortada bir cevap bulduk. Belki de diğer bazı ölçümlerde tam olarak anlamadığımız bazı tuhaflıklar vardır. Bu daha rahatlatıcı çünkü mecbur kalmadıkça fizik anlayışımızı alt üst etmek istemezsiniz.”

Yeni çalışma, Karanlık Enerji'nin keşfini veya karakterizasyonunu baltalamıyor, çünkü bu, mutlak değil, sadece göreceli süpernova ölçümlerine dayanıyor ve başka yollarla doğrulandı.

Yeni süpernova gözlemleri, Las Cumbres Observatory'nin, süpernova gibi zamanla değişken olayları incelemek için özel olarak tasarlanmış, dünya çapındaki robotik teleskop ağıyla elde edildi. Howell, "Süpernovaları gözlemlemek zor, çünkü aylar boyunca gece başına sadece birazcık teleskop zamanına ihtiyacınız var. Ancak robotik bir teleskop ağı bunun için mükemmeldir - kimsenin seyahat etmesi gerekmez - teleskoplar, ihtiyaç duyulan her yerde ve her zaman gözlem yapabilir. Las Cumbres Gözlemevi'ni bunun için kurduk ve onun evren hakkındaki anlayışımızı geliştirmek için kullanıldığını görmekten çok memnunum."

"Yüzey parlaklığı dalgalanmaları ile kalibre edilmiş Tip Ia süpernova kullanılarak Hubble sabitinin yeni bir ölçümü" çalışması, Gran Sasso Bilim Enstitüsü, INAF, INFN'de süpernova gözlemleri, Yüzey Parlaklığı Dalgalanmaları ve teori çalışması konularında uzman uluslararası bir bilim adamları ekibini içermektedir. , DARK-Niels Bohr Enstitüsü, Kopenhag Üniversitesi, Astrofizik ve Süper Hesaplama Merkezi, Swinburne Üniversitesi, Las Cumbres Gözlemevi, UC Santa Barbara ve UC Davis.


Soluk Süpernova Açıklanamıyor

Yazan: Camille M. Carlisle Temmuz 10, 2008 4

Bunun gibi makalelerin gelen kutunuza gönderilmesini sağlayın

Astronominin sevinci — ve hayal kırıklığı —, bilmediğimiz çok şey kalmasıdır. Örneğin süpernovalar, astronomların anladıklarını düşünmekten hoşlandıkları fenomenlerdir. Ancak Mansi Kasliwal (Caltech) ve meslektaşları garip bir şey gözlemlediler: SN2007ax adlı bir süpernova, bunun şimdiye kadar gözlemlenen en soluk ve en kırmızı Tip Ia süpernova olduğunu iddia ediyorlar. Optik, morötesi ve yakın kızıl ötesi gözlemleri kullanarak, SN2007ax gibi süpernovaların, patlayan yıldızlarla ilgili fiziksel süreçlerin kapsamını hala tam olarak kavramadığımızı kanıtladığı sonucuna varıyorlar.

SN1604 veya Kepler'in Süpernova kalıntısı, gökbilimciler arasında aslında bir Tip Ia süpernova olup olmadığı konusunda uzun süredir tartışmalara yol açtı. Bu görüntü, üç uzay tabanlı teleskoptan gelen verileri birleştirir: Chandra X-ray Gözlemevi, Spitzer Uzay Teleskobu ve Hubble Uzay Teleskobu.

Bu NASA çiziminde, yörüngede dönen yakın bir çift beyaz cüce yıldız, yerçekimi radyasyonunun sarmal dalgalarını fırlatıyor.

sonuçlar ekranda görünecek Astrofizik Dergi Mektupları.


Standart mumlar


Evrenin genişlemesini ölçmek için kozmologlar standartlaştırılmış referanslar kullanır. Böyle bir standart referans, standart mumlardır. Bunlar, nesnenin içsel parlaklığının, yani nesne tarafından kaynakta ne kadar ışık/radyasyon yayıldığının bilindiği nesnelerdir. Bu miktarı nesnelerden bize ne kadar ışık ulaştığıyla, görünen parlaklıkla karşılaştırarak, nesnenin bizden ne kadar uzakta olduğunun bir ölçüsünü elde ederiz. Nesnenin ışığı yaydığı andaki Evrenin göreceli büyüklüğüne ilişkin bir tahminle birleştirildiğinde, Evrenin genişleme tarihini haritalayabiliriz.

Standart bir mum oluşturmanın iki temel yönü, sınıf tanımı (nesnelerin nasıl tanımlanacağı ve seçileceği) ve kalibrasyondur (nesnelerin ortak bir referans noktasına nasıl getirileceği). Sınıf tanımı, standartlaştırılabilir bir şey sağlamak için yeterince kısıtlanmalı ve kalibrasyon, iyi mesafe ölçümleri sağlamak için yeterince doğru olmalıdır.

Günümüzün en önemli standart mumları, 1993 yılında Mark M. Phillips tarafından keşfedilen Phillips ilişkisine dayalı olarak, öncü kullanımı karanlık enerjinin keşfine yol açan Tip Ia süpernovalardır. İlk keşfedilen standart mumlar, değişim periyodu olan yıldızlar, cepheid değişkenleridir. parlaklıkta bir mesafeye çevrilebilir. Bunlar ilk olarak 1908'de Henrietta Swan Leavitt tarafından tanımlandı ve daha kesin olarak 1912'de belirlendi. Cepheid standart mumları sayesinde Edwin Hubble daha sonra bulutsulara olan mesafeyi ölçebildi ve Samanyolu'nun dışında olduklarını gösterebildi. Böylece, Samanyolu'nun tüm Evreni mi oluşturduğu yoksa başka uzak galaksilerin olup olmadığı konusundaki “Büyük Tartışma” da çözüldü.


Yakın Kızılötesi Standart Mumlar Olarak Süpernova: H0 Ölçme

Kesinlik kozmolojisi alanı, Astrobites'in son birkaç aydaki konuyla ilgili raporlarında detaylandırıldığı gibi, büyüleyici bir kavşakta. H0'ın çeşitli ölçümleri – evrenin genişleme hızı – birbiriyle çelişiyor. Çeşitli problarla H0 ölçümleri yapma masalında bugünün ısırmak süpernovalardan, yani patlayan yıldızlardan gelen H0'ın yerel ve ‘doğrudan’ ölçümlerine değiniyor!

Şekil 1. SN 1994D (sol alt), ev sahibi gökadası NGC 4526'ya eşlik eden tüm görkemiyle bir Tip Ia süpernova (Fotoğraf: NASA/ESA – HST)

Süpernova ve mesafe merdiveni

Süpernovalar, kozmik mesafe merdiveninin çok önemli bir bileşenidir. Astrofizikçiler, ara nesnelerin uzaklıklarını ölçmek, ara nesnelerin (örneğin, RR Lyrae ve Cepheid değişkenleri gibi değişken yıldızlar) uzaklıklarını ölçmek için yakındaki nesnelerin (örneğin yıldızlar) doğrudan ölçümlerini kullanırlar. Bu merdivendeki en yüksek basamaklardan biri Tip Ia süpernovadır (SNe). Bu süpernovalar (SNe), bilinen sabit bir mekanizmadan oluşur (bir ikili beyaz cüce yıldız, bir yoldaş yıldızdan madde toplar ve sabit bir kütle ve ‘parlaklık’ ile patlar), bu da onları güvenilir mesafe göstergeleri yapar. Yan tarafta patlarlarsa bu SNe'den ne kadar parlaklık bekleyeceğimizi biliyoruz ve gözlemlenen gerçek parlaklıkları bize tam olarak ne kadar uzakta olduklarını söyleyecektir! Buna bir olmak denir standart mum. Tip Ia SNe standart mumlardır. İyi sıralama.

Şekil 2. Süpernova ışık eğrileri – büyüklük-zaman. B bandı ışık eğrileri tek bir tepe büyüklüğüne sahipken, J bandı ışık eğrileri iki tanedir. (Kredi: Swinburne Astronomi/COSMOS)

Fotometrik olarak, süpernova kozmolojisi alanında yapılan çoğu çalışma, zaman içinde SNe'nin ‘optik’ dalga boyu bantlarında (örneğin B, V filtreleri) alınması etrafında döner. Gözlemlenen bir Tip Ia süpernovasının mutlak büyüklüklerini (veya parlaklık/gerçek parlaklık) zamana karşı farklı dalga boyu aralıklarında çizmek şuna benzer İncir. 2 (Yukarı çıktıkça daha da kırmızılaşıyor ışık eğrisi arsa). Tip Ia SNe'nin B (

4500 Angstrom) genellikle bir parlaklık zirvesi gösterirken, J (

12000 Angstrom), iki tepe görüyoruz.

Bunu akılda tutarak, SNe aracılığıyla mesafe ölçümleri yapmaya giden çeşitli uyarıları tartışmak önemlidir:

  1. Genel olarak, B bandı tepe parlaklıklarının, süpernovadan süpernovaya, J bandı tepe parlaklıklarından çok daha fazla değiştiği gözlenir. Bu ‘dağılım’, daha sonra kozmoloji ölçümlerini, yani H0 üzerindeki kısıtlamalarımızı doğrudan etkileyen sistematik belirsizlik olarak yayılır.
  2. Ayrıca, B bandı tepe parlaklıkları daha fazla kızarmaJ bandı tepe parlaklıklarından daha fazladır, yani mavi ışıklarının çoğu saçılır. Bu da başka bir sistematik! – Tip Ia SNe'deki tepe parlaklığı ve tepe genişliği arasındaki ilişki –, B bandı tepe parlaklıklarında J bandı tepe parlaklıklarından daha büyük bir belirsizlik kaynağıdır.

Bugünün kağıdı işte burada devreye giriyor.

Bu çalışma : Yakın kızılötesi standart mumlar olarak süpernova

Dhawan et al. Bu SNe'ye olan mesafeleri ölçmek için J bandı tepe büyüklüklerini (veya diğer yakın kızılötesi dalga boyu bantlarından gelen büyüklükleri) kullanmanızı öneririz (başlangıçtaki bağlantılarda parlaklık mesafeleri ve H0'ın bir tedavisine bakın). J bandı tepe büyüklüklerindeki daha düşük içsel sistematiği nedeniyle, yakın kızılötesi (J, H) bir süpernova potansiyel olarak şu şekilde hareket edebilir: daha standart nın-nin Mum optikten (B, V). Bu, yakın-kızılötesi ışık eğrilerinin Tip Ia SNe kullanarak H0 ölçümlerini tamamlayabileceği ve hatta iyileştirebileceği anlamına gelir. yakın kızılötesi standart mumlar.

Şekil 3. Bu çalışmada kullanılan J-bandında – büyüklüklere karşı zaman – olan iki Tip Ia Süpernova ışık eğrisi. Aşağıdaki grafikler belirsizlikleri yansıtmaktadır. 27 SNe ve bunların yerleştirilmiş ışık eğrileri, J-bant tepe büyüklüklerini hesaplamak için kullanıldı. (Dhawan ve diğerlerinin Şekil A2'si)

Bu belge, kalibratörler olarak 9 Tip Ia SNe kullanır (aydınlık mesafeleri zaten iyi bilinmektedir) ve diğer 27 SNe'ye parlaklık mesafelerini tahmin etmek için yakın kızılötesi ışık eğrilerini kullanır. Bu çalışma, yukarıda bahsedildiği gibi, SNe'nin J-bant tepe büyüklüklerinde standart mumlar olduğunu varsayar. Bu pikler, adı verilen bir teknik kullanılarak hesaplanır. Gauss proses enterpolasyon uyumu (görmek Şekil 3). Bu makalenin yaklaşımının basitliği, bu çalışmanın bu tepe büyüklüklerinde herhangi bir standart düzeltme yapmaması gerçeğinde yatmaktadır. Bunda özel olan ne, diye mi soruyorsun? Buradaki güzellik, optik (B-bandı) tepe büyüklüklerini içeren analizden farklı olarak, bu analizin ışık eğrisi şeklini (Phillips’ ilişkisi!) veya kırmızılaşmayı (saçılma!) düzeltmemesidir. Ardından, tepe büyüklükleri doğrudan bu SNe'ye olan mesafeleri hesaplamak için kullanılır (toplam veri setine bir Bayes modeli uydurarak ve sonsal dağılımın bir MCMC örneklemesini yaparak). Bu varsayımlarla –'i merak etmelisiniz, parlaklık mesafesi (ve H0) hesaplamaları ne kadar iyi olurdu?

Bu çalışma, medyan H0 = 72.78 +1.6 olduğunu bulur. -1.57 km s -1 Mpc -1 (Şekil 4). Bu, optik tepe büyüklüklerini içeren SNe analizlerinden elde edilen medyan değerler ve belirsizliklerle iyi uyum içinde olan %2,2'lik bir belirsizliği ifade eder! Ayrıca, SNe örneğini – sadece en uzak SNe kullanarak veya sadece kendi sistematiğine sahip olacak belirli bir anketten SNe kullanarak – ince ayar yapmanın H0 değerini en fazla %1-2 değiştirdiği görülmektedir. Bunlar ve bu çalışmadaki diğer birkaç "kapsamlı çapraz kontrol", J-bandı tepe büyüklüklerinin H0'ın sağlam tahmin edicileri olarak kullanılabileceğini ve kozmik mesafe merdiveninde değerli basamaklar olduğunu ortaya koymaktadır. Ayrıca, SNe'deki yakın-kızılötesi ve optik tepe büyüklüklerinden H0 değerleri arasındaki tutarlılık (ve CMB'nin H0 değerinden küçük bir fark), ‘dalga boyuna bağlı sistematik belirsizliklerin’ – kırmızılaşma ve ışık eğrisi şeklinin & #8211, H0'ın SNe ve CMB ölçümleri arasındaki gerilimden büyük ölçüde sorumlu olmayabilir.

Şekil 4. Bu çalışmada kullanılan 27 Tip IA SNe'yi içeren Hubble Şeması (üstte). Bu, diğer SNe tahminleriyle tutarlı bir medyan H0 değeri ve diğer çalışmalarla karşılaştırılabilir bir H0 belirsizliği verir (altta). (Dhawan ve ark. Şekil 3)

Süpernova Kozmolojisi için sırada ne var?

Dhawan et al. optik standart mumlar olarak SNe yerine yakın kızılötesi standart mumlar olarak SNe kullanmanın etkinliğini ima ettiler sistematik düzeltmelerle, ve karşılaştırılabilir H0 değerleri elde etti. Bu numuneyi daha yüksek sayıda SNe'ye genişletmek ve ayrıca parlaklık mesafelerini daha da kısıtlamak için H-bant ışık eğrilerini kullanmak, gelecekte bu analizi kesinlikle iyileştirecektir. Yukarıda bağlantılı Astrobitlerin defalarca belirttiği gibi, evrenin genişleme hızının kesin ölçümlerini yapma alanı, tıpkı bugünün makalesi gibi yeni araştırmalar, yeni sondalar ve yeni metodolojilerle yeni yeni yuvasına giriyor. Bu alanı izlemek sadece zaman ayırmaya değer olabilir!


İçindekiler

Merdivenin tabanında temel Söz konusu nesnenin doğası hakkında hiçbir fiziksel varsayım olmaksızın, mesafelerin doğrudan belirlendiği mesafe ölçümleri. Yıldız konumlarının kesin ölçümü, astrometri disiplininin bir parçasıdır.

Astronomik birim Düzenle

Doğrudan mesafe ölçümleri, Dünya ile Güneş arasındaki ortalama mesafe olarak tanımlanan astronomik birime (AU) dayanmaktadır. Kepler'in yasaları, Güneş'in etrafında dönen nesnelerin yörüngelerinin boyutlarının kesin oranlarını sağlar, ancak yörünge sisteminin genel ölçeğini ölçmez. Radar, Dünya'nın yörüngeleri ile ikinci bir cismin arasındaki mesafeyi ölçmek için kullanılır. Bu ölçümden ve iki yörünge boyutunun oranından, Dünya'nın yörüngesinin boyutu hesaplanır. Dünya'nın yörüngesi, birkaç metrelik mutlak kesinlik ve 100 milyarda ( 1 × 10 −11 ) birkaç parçanın göreli kesinliği ile bilinir.

Tarihsel olarak, 20. yüzyılın ilk yarısında AU'nun belirlenmesinde Venüs'ün geçişlerinin gözlemleri çok önemliydi, asteroitlerin gözlemleri de önemliydi. Şu anda, Dünya'nın yörüngesi, Venüs'e ve diğer yakındaki gezegenlere ve asteroitlere olan mesafelerin radar ölçümleri [2] kullanılarak ve Güneş Sistemi aracılığıyla Güneş etrafındaki yörüngelerinde gezegenler arası uzay aracı izlenerek yüksek hassasiyetle belirlenmektedir.

Paralaks Düzenle

En önemli temel mesafe ölçümleri trigonometrik paralakstan gelir. Dünya Güneş'in etrafında dönerken, yakındaki yıldızların konumu, daha uzaktaki arka plana karşı biraz kayıyor gibi görünecektir. Bu kaymalar ikizkenar üçgendeki açılardır, 2 AU (Dünya'nın Güneş etrafındaki yörüngesinin uç konumları arasındaki mesafe) üçgenin temel ayağını oluşturur ve yıldıza olan mesafe uzun eşit uzunluktaki bacaklardır. Kayma miktarı oldukça küçüktür, en yakın yıldızlardan 1 parsek (3.26 ışıkyılı) uzaklıkta bir nesne için 1 arksaniyeyi ölçer ve daha sonra mesafe arttıkça açısal miktarda azalır. Gökbilimciler genellikle mesafeleri parsek (paralaks yay saniyesi) birimlerinde ifade ederler, popüler medyada ışık yılı kullanılır.

Paralaks daha büyük bir yıldız mesafesi için küçüldüğünden, yararlı mesafeler yalnızca, ölçüm hassasiyetinin birkaç katından daha büyük bir paralaksa sahip olacak kadar yakın olan yıldızlar için ölçülebilir. Örneğin 1990'larda, Hipparcos misyonu yüz binden fazla yıldız için yaklaşık bir miliyay saniye hassasiyetle [3], yıldızlar için birkaç yüz parseke kadar faydalı mesafeler sağlayan paralakslar elde etti. Hubble teleskopu WFC3 artık 20 ila 40 arasında bir hassasiyet sağlama potansiyeline sahiptir. mikroaz sayıda yıldız için 5.000 parsek'e (16.000 ly) kadar güvenilir mesafe ölçümleri sağlar. [4] [5] 2018'de, Gaia uzay görevinden Veri Yayını 2, 15. kadirden daha parlak çoğu yıldıza benzer şekilde doğru mesafeler sağlar. [6]

Yıldızlar, Güneş'e göre uygun harekete (gökyüzü boyunca enine) ve radyal hıza (Güneş'e doğru veya Güneş'ten uzağa hareket) neden olan bir hıza sahiptir. İlki, yıldızların uzun yıllar boyunca değişen konumlarını çizerek belirlenirken, ikincisi, görüş hattı boyunca hareketin neden olduğu yıldızın tayfının Doppler kaymasını ölçmekten gelir. Aynı tayf sınıfına ve benzer büyüklük aralığına sahip bir grup yıldız için, öz hareketlerin radyal hızlarına göre istatistiksel analizinden ortalama bir paralaks elde edilebilir. Bu istatistiksel paralaks yöntemi, Cepheidler ve RR Lyrae değişkenleri dahil olmak üzere 50 parsek ötesindeki parlak yıldızların ve dev değişken yıldızların mesafelerini ölçmek için kullanışlıdır. [7]

Güneş'in uzaydaki hareketi, seküler paralaks olarak bilinen paralaks ölçümlerinin doğruluğunu artıracak daha uzun bir temel sağlar. Samanyolu diskindeki yıldızlar için bu, yılda 4 AU'luk bir ortalama taban çizgisine karşılık gelirken, hale yıldızları için taban çizgisi yılda 40 AU'dur. Birkaç on yıl sonra, temel çizgi, geleneksel paralaks için kullanılan Dünya-Güneş temel çizgisinden daha büyük büyüklük sıraları olabilir. Bununla birlikte, seküler paralaks, daha yüksek düzeyde bir belirsizliğe neden olur, çünkü gözlemlenen yıldızların göreli hızı ek bir bilinmeyendir. Çoklu yıldız örneklerine uygulandığında, belirsizlik azaltılabilir, belirsizlik örnek boyutunun karekökü ile ters orantılıdır. [10]

Hareketli küme paralaksı, yakındaki bir yıldız kümesindeki tek tek yıldızların hareketlerinin kümeye olan mesafeyi bulmak için kullanılabileceği bir tekniktir. Bu tekniğin kullanışlı olması için yalnızca açık kümeler yeterince yakındır. Özellikle Hyades için elde edilen mesafe, tarihsel olarak mesafe merdiveninde önemli bir adım olmuştur.

Diğer bireysel nesneler, özel koşullar altında kendileri için yapılmış temel mesafe tahminlerine sahip olabilir. Bir süpernova kalıntısı veya gezegenimsi bulutsu gibi bir gaz bulutunun genişlemesi zamanla gözlemlenebilirse, o zaman bir genişleme paralaksı bu buluta olan uzaklık tahmin edilebilir. Ancak bu ölçümler, nesnenin küresellikten sapmasındaki belirsizliklerden muzdariptir. Hem görsel hem de spektroskopik ikili olan ikili yıldızlar da benzer yollarla uzaklıklarını tahmin edebilirler ve yukarıdaki geometrik belirsizlikten etkilenmezler. Bu yöntemlerin ortak özelliği, açısal hareket ölçümünün mutlak hız ölçümüyle (genellikle Doppler etkisi yoluyla elde edilir) birleştirilmesidir. Mesafe tahmini, gözlemlenen açısal hareketle birlikte gözlemlenen mutlak hızının görünmesi için nesnenin ne kadar uzakta olması gerektiğinin hesaplanmasından gelir.

Özellikle genişleme paralaksları, çok uzaktaki nesneler için temel mesafe tahminleri verebilir, çünkü süpernova püskürmeleri büyük genişleme hızlarına ve büyük boyutlara sahiptir (yıldızlara kıyasla). Ayrıca çok küçük açısal hareketleri ölçebilen radyo interferometreler ile gözlemlenebilirler. Bunlar, diğer galaksilerdeki süpernovalara temel mesafe tahminleri sağlamak için birleşir. [11] Değerli olmasına rağmen, bu tür durumlar oldukça nadirdir, bu nedenle tek başına çalışma adımları yerine mesafe merdiveninde önemli tutarlılık kontrolleri olarak hizmet ederler.

Fiziksel mesafe göstergesi olarak kullanılan hemen hemen tüm astronomik nesneler, bilinen bir parlaklığa sahip bir sınıfa aittir. Bu bilinen parlaklığı bir nesnenin gözlenen parlaklığıyla karşılaştırarak, ters kare yasası kullanılarak nesneye olan mesafe hesaplanabilir. Bilinen parlaklıktaki bu nesnelere denir. standart mumlarHenrietta Swan Leavitt tarafından icat edildi. [12]

Bir cismin parlaklığı, mutlak büyüklüğü cinsinden ifade edilebilir. Bu miktar, 10 parsek uzaklıktan görüldüğü gibi parlaklığının logaritmasından türetilir. Görünen büyüklük, gözlemci tarafından görülen büyüklük (bolometre adı verilen bir alet kullanılır), mesafeyi hesaplamak için mutlak büyüklük ile ölçülebilir ve kullanılabilir. d parsek [13] içindeki nesneye aşağıdaki gibi:

nerede m görünen büyüklük ve M mutlak büyüklük. Bunun doğru olması için, her iki büyüklük de aynı frekans bandında olmalıdır ve radyal yönde hiçbir göreli hareket olamaz. Özellikle nesne tozlu veya gazlı bir bölgedeyse, nesnelerin daha soluk ve daha kırmızı görünmesini sağlayan yıldızlararası yok oluşu düzeltmenin bazı yollarına ihtiyaç vardır. [14] Bir nesnenin mutlak ve görünen büyüklükleri arasındaki fark, onun uzaklık modülü olarak adlandırılır ve astronomik mesafeler, özellikle galaksiler arası olanlar, bazen bu şekilde tablo haline getirilir.

Sorunlar Düzenle

Herhangi bir standart mum sınıfı için iki problem vardır. Bunlardan en önemlisi kalibrasyon yani mumun mutlak büyüklüğünün tam olarak ne olduğunun belirlenmesidir. Bu, sınıfın, üyelerin tanınabileceği kadar iyi tanımlanmasını ve gerçek mutlak büyüklüklerinin yeterli doğrulukla belirlenmesine izin vermek için iyi bilinen mesafelerle o sınıfın yeterince üyesini bulmayı içerir. İkinci sorun, sınıfın üyelerini tanımakta ve sınıfa ait olmayan bir nesne üzerinde yanlışlıkla standart bir mum kalibrasyonu kullanmamakta yatmaktadır. Bir kişinin en çok mesafe göstergesi kullanmak istediği aşırı mesafelerde, bu tanıma sorunu oldukça ciddi olabilir.

Standart mumlarla ilgili önemli bir sorun, ne kadar standart olduklarına dair tekrar eden sorudur. Örneğin, tüm gözlemler, bilinen mesafeye sahip olan Tip Ia süpernovalarının aynı parlaklığa sahip olduğunu (ışık eğrisinin şekliyle düzeltilmiş) gösteriyor gibi görünmektedir. Parlaklıktaki bu yakınlığın temeli aşağıda tartışılmıştır, ancak uzaktaki Tip Ia süpernovaların yakındaki Tip Ia süpernovalardan farklı özelliklere sahip olma olasılığı vardır. Tip Ia süpernova kullanımı, doğru kozmolojik modelin belirlenmesinde çok önemlidir. Gerçekten de Tip Ia süpernovaların özellikleri büyük mesafelerde farklıysa, yani kalibrasyonlarının keyfi mesafelere ekstrapolasyonu geçerli değilse, bu varyasyonun göz ardı edilmesi, kozmolojik parametrelerin yeniden oluşturulmasını, özellikle madde yoğunluğu parametresinin yeniden oluşturulmasını tehlikeli bir şekilde saptırabilir. . [15] [ açıklama gerekli ]

Bunun sadece felsefi bir mesele olmadığı, Sefeid değişkenlerini kullanan mesafe ölçümlerinin tarihinden görülebilir. 1950'lerde Walter Baade, standart mumu kalibre etmek için kullanılan yakındaki Cepheid değişkenlerinin, yakındaki galaksilere olan mesafeleri ölçmek için kullanılanlardan farklı bir tipte olduğunu keşfetti. Yakındaki Sefeid değişkenleri, uzak popülasyon II yıldızlarından çok daha yüksek metal içeriğine sahip popülasyon I yıldızlarıydı. Sonuç olarak, II. popülasyon yıldızları aslında inanıldığından çok daha parlaktı ve düzeltildiğinde bu, küresel kümelere, yakındaki galaksilere ve Samanyolu'nun çapına olan mesafeleri iki katına çıkarma etkisine sahipti.

Nötron yıldızları veya kara delikler gibi kompakt ikili sistemlerin inspiral fazından kaynaklanan yerçekimi dalgaları, yerçekimi radyasyonu olarak yayılan enerjinin yalnızca çiftin yörünge enerjisinden gelmesi ve sonuçta yörüngelerinin küçülmesinin doğrudan gözlemlenebilir olması gibi yararlı bir özelliğe sahiptir. yayılan yerçekimi dalgalarının frekansında bir artış olarak. Baş sıraya, f frekansının değişim oranı [16] [17] : 38 ile verilir.

Dalga biçimini gözlemleyerek, cıvıltı kütlesi ve dolayısıyla yerçekimi dalgalarının gücü (enerji emisyon hızı) hesaplanabilir. Böylece, böyle bir kütleçekimsel dalga kaynağı, bir standart siren bilinen ses yüksekliği. [20] [17]

Standart mumlarda olduğu gibi, verilen ve yayılan genlikler göz önüne alındığında, ters-kare yasası kaynağa olan mesafeyi belirler. Bununla birlikte, standart mumlarla bazı farklılıklar vardır. Yerçekimi dalgaları izotropik olarak yayılmaz, ancak dalganın polarizasyonunu ölçmek, emisyon açısını belirlemek için yeterli bilgi sağlar. Yerçekimi dalgası dedektörleri ayrıca anizotropik anten modellerine sahiptir, bu nedenle alım açısını belirlemek için kaynağın dedektörlere göre gökyüzündeki konumu gereklidir. Genel olarak, farklı konumlardaki üç dedektörden oluşan bir ağ tarafından bir dalga algılanırsa, ağ bu düzeltmeleri yapmak ve mesafeyi elde etmek için yeterli bilgiyi ölçer. Ayrıca standart mumlardan farklı olarak, yerçekimi dalgalarının diğer mesafe ölçümlerine karşı kalibrasyona ihtiyacı yoktur. Mesafe ölçümü elbette yerçekimi dalgası dedektörlerinin kalibrasyonunu gerektirir, ancak daha sonra mesafe temel olarak yerçekimi dalgası interferometresinde kullanılan lazer ışığının dalga boyunun bir katı olarak verilir.

Dedektör kalibrasyonunun yanı sıra bu mesafenin doğruluğunu sınırlayan başka hususlar da vardır. Neyse ki, yerçekimi dalgaları, araya giren bir soğurucu ortam nedeniyle yok olmaya maruz kalmaz. Ama onlar Hangi ışıkla aynı şekilde kütleçekimsel merceklenmeye maruz kalır. Bir sinyal güçlü bir şekilde merceklenirse, zaman içinde ayrılmış birden fazla olay olarak alınabilir (örneğin, bir kuasarın birden fazla görüntüsünün analogu). Sinyalin uzaydaki yolunun birçok küçük büyütme ve küçültme olayından etkilendiği zayıf mercekleme etkisi, ayırt edilmesi ve kontrol edilmesi daha az kolaydır. Bu, 1'den büyük kozmolojik kırmızıya kaymalardan kaynaklanan sinyaller için önemli olacaktır. Son olarak, ikili sistem neredeyse yüz yüze gözlenirse dedektör ağlarının bir sinyalin polarizasyonunu doğru bir şekilde ölçmesi zordur [21] bu tür sinyaller, önemli ölçüde daha büyük hatalara maruz kalır. mesafe ölçümü. Ne yazık ki, ikili dosyalar yörünge düzlemine en güçlü şekilde dik olarak yayılır, bu nedenle yüz yüze sinyaller özünde daha güçlüdür ve en yaygın olarak gözlenir.

İkili bir çift nötron yıldızından oluşuyorsa, birleşmelerine, konumun elektromanyetik teleskoplar tarafından doğru bir şekilde belirlenmesine izin verebilecek bir kilonova/hipernova patlaması eşlik edecektir. In such cases, the redshift of the host galaxy allows a determination of the Hubble constant H 0 > . [19] This was the case for GW170817, which was used to make the first such measurement. [22] Even if no electromagnetic counterpart can be identified for an ensemble of signals, it is possible to use a statistical method to infer the value of H 0 > . [19]

Another class of physical distance indicator is the standard ruler. In 2008, galaxy diameters have been proposed as a possible standard ruler for cosmological parameter determination. [23] More recently the physical scale imprinted by baryon acoustic oscillations (BAO) in the early universe has been used. In the early universe (before recombination) the baryons and photons scatter off each other, and form a tightly-coupled fluid that can support sound waves. The waves are sourced by primordial density perturbations, and travel at speed that can be predicted from the baryon density and other cosmological parameters. The total distance that these sound waves can travel before recombination determines a fixed scale, which simply expands with the universe after recombination. BAO therefore provide a standard ruler that can be measured in galaxy surveys from the effect of baryons on the clustering of galaxies. The method requires an extensive galaxy survey in order to make this scale visible, but has been measured with percent-level precision (see baryon acoustic oscillations). The scale does depend on cosmological parameters like the baryon and matter densities, and the number of neutrinos, so distances based on BAO are more dependent on cosmological model than those based on local measurements.

Light echos can be also used as standard rulers, [24] [25] although it is challenging to correctly measure the source geometry. [26] [27]

Birkaç istisna dışında, doğrudan ölçümlere dayalı mesafeler, kendi Galaksimizin mütevazı bir parçası olan yaklaşık bin parsek kadar mevcuttur. Bunun ötesindeki mesafeler için önlemler, fiziksel varsayımlara, yani kişinin söz konusu nesneyi tanıdığı ve nesne sınıfının, üyelerinin anlamlı mesafe tahmini için kullanılabilecek kadar homojen olduğu iddiasına dayanır.

Physical distance indicators, used on progressively larger distance scales, include:

    , uses orbital parameters of visual binaries to measure the mass of the system, and hence use the mass–luminosity relation to determine the luminosity
      — In the last decade, measurement of eclipsing binaries' fundamental parameters has become possible with 8-meter class telescopes. This makes it feasible to use them as indicators of distance. Recently, they have been used to give direct distance estimates to the Large Magellanic Cloud (LMC), Small Magellanic Cloud (SMC), Andromeda Galaxy and Triangulum Galaxy. Eclipsing binaries offer a direct method to gauge the distance to galaxies to a new improved 5% level of accuracy which is feasible with current technology to a distance of around 3 Mpc (3 million parsecs). [28]
      (TRGB) distance indicator. (PNLF) (GCLF) (SBF)

    Main sequence fitting Edit

    When the absolute magnitude for a group of stars is plotted against the spectral classification of the star, in a Hertzsprung–Russell diagram, evolutionary patterns are found that relate to the mass, age and composition of the star. In particular, during their hydrogen burning period, stars lie along a curve in the diagram called the main sequence. By measuring these properties from a star's spectrum, the position of a main sequence star on the H–R diagram can be determined, and thereby the star's absolute magnitude estimated. A comparison of this value with the apparent magnitude allows the approximate distance to be determined, after correcting for interstellar extinction of the luminosity because of gas and dust.

    In a gravitationally-bound star cluster such as the Hyades, the stars formed at approximately the same age and lie at the same distance. This allows relatively accurate main sequence fitting, providing both age and distance determination.

    Extragalactic distance indicators [31]
    Method Uncertainty for Single Galaxy (mag) Distance to Virgo Cluster (Mpc) Range (Mpc)
    Classical Cepheids 0.16 15–25 29
    Novae 0.4 21.1 ± 3.9 20
    Planetary Nebula Luminosity Function 0.3 15.4 ± 1.1 50
    Globular Cluster Luminosity Function 0.4 18.8 ± 3.8 50
    Surface Brightness Fluctuations 0.3 15.9 ± 0.9 50
    Sigma-D relation 0.5 16.8 ± 2.4 > 100
    Type Ia Supernovae 0.10 19.4 ± 5.0 > 1000

    The extragalactic distance scale is a series of techniques used today by astronomers to determine the distance of cosmological bodies beyond our own galaxy, which are not easily obtained with traditional methods. Some procedures utilize properties of these objects, such as stars, globular clusters, nebulae, and galaxies as a whole. Other methods are based more on the statistics and probabilities of things such as entire galaxy clusters.

    Wilson–Bappu effect Edit

    Discovered in 1956 by Olin Wilson and M.K. Vainu Bappu, the Wilson–Bappu effect utilizes the effect known as spectroscopic parallax. Many stars have features in their spectra, such as the calcium K-line, that indicate their absolute magnitude. The distance to the star can then be calculated from its apparent magnitude using the distance modulus.

    There are major limitations to this method for finding stellar distances. The calibration of the spectral line strengths has limited accuracy and it requires a correction for interstellar extinction. Though in theory this method has the ability to provide reliable distance calculations to stars up to 7 megaparsecs (Mpc), it is generally only used for stars at hundreds of kiloparsecs (kpc).

    Classical Cepheids Edit

    Beyond the reach of the Wilson–Bappu effect, the next method relies on the period-luminosity relation of classical Cepheid variable stars. The following relation can be used to calculate the distance to Galactic and extragalactic classical Cepheids:

    Several problems complicate the use of Cepheids as standard candles and are actively debated, chief among them are: the nature and linearity of the period-luminosity relation in various passbands and the impact of metallicity on both the zero-point and slope of those relations, and the effects of photometric contamination (blending) and a changing (typically unknown) extinction law on Cepheid distances. [34] [35] [36] [37] [38] [39] [40] [41] [42]

    These unresolved matters have resulted in cited values for the Hubble constant ranging between 60 km/s/Mpc and 80 km/s/Mpc. Resolving this discrepancy is one of the foremost problems in astronomy since some cosmological parameters of the Universe may be constrained significantly better by supplying a precise value of the Hubble constant. [43] [44]

    Cepheid variable stars were the key instrument in Edwin Hubble's 1923 conclusion that M31 (Andromeda) was an external galaxy, as opposed to a smaller nebula within the Milky Way. He was able to calculate the distance of M31 to 285 Kpc, today's value being 770 Kpc.

    As detected thus far, NGC 3370, a spiral galaxy in the constellation Leo, contains the farthest Cepheids yet found at a distance of 29 Mpc. Cepheid variable stars are in no way perfect distance markers: at nearby galaxies they have an error of about 7% and up to a 15% error for the most distant.

    Supernovae Edit

    There are several different methods for which supernovae can be used to measure extragalactic distances.

    Measuring a supernova's photosphere Edit

    We can assume that a supernova expands in a spherically symmetric manner. If the supernova is close enough such that we can measure the angular extent, θ(t), of its photosphere, we can use the equation

    nerede ω is angular velocity, θ is angular extent. In order to get an accurate measurement, it is necessary to make two observations separated by time Δt. Subsequently, we can use

    where d is the distance to the supernova, Vej is the supernova's ejecta's radial velocity (it can be assumed that Vej equals Vθ if spherically symmetric).

    This method works only if the supernova is close enough to be able to measure accurately the photosphere. Similarly, the expanding shell of gas is in fact not perfectly spherical nor a perfect blackbody. Also interstellar extinction can hinder the accurate measurements of the photosphere. This problem is further exacerbated by core-collapse supernova. All of these factors contribute to the distance error of up to 25%.

    Type Ia light curves Edit

    Type Ia supernovae are some of the best ways to determine extragalactic distances. Ia's occur when a binary white dwarf star begins to accrete matter from its companion star. As the white dwarf gains matter, eventually it reaches its Chandrasekhar limit of 1.4 M ⊙ > .

    Once reached, the star becomes unstable and undergoes a runaway nuclear fusion reaction. Because all Type Ia supernovae explode at about the same mass, their absolute magnitudes are all the same. This makes them very useful as standard candles. All Type Ia supernovae have a standard blue and visual magnitude of

    Therefore, when observing a Type Ia supernova, if it is possible to determine what its peak magnitude was, then its distance can be calculated. It is not intrinsically necessary to capture the supernova directly at its peak magnitude using the multicolor light curve shape method (MLCS), the shape of the light curve (taken at any reasonable time after the initial explosion) is compared to a family of parameterized curves that will determine the absolute magnitude at the maximum brightness. This method also takes into effect interstellar extinction/dimming from dust and gas.

    Similarly, the stretch method fits the particular supernovae magnitude light curves to a template light curve. This template, as opposed to being several light curves at different wavelengths (MLCS) is just a single light curve that has been stretched (or compressed) in time. By using this Stretch Factor, the peak magnitude can be determined. [45]

    Using Type Ia supernovae is one of the most accurate methods, particularly since supernova explosions can be visible at great distances (their luminosities rival that of the galaxy in which they are situated), much farther than Cepheid Variables (500 times farther). Much time has been devoted to the refining of this method. The current uncertainty approaches a mere 5%, corresponding to an uncertainty of just 0.1 magnitudes.

    Novae in distance determinations Edit

    Novae can be used in much the same way as supernovae to derive extragalactic distances. There is a direct relation between a nova's max magnitude and the time for its visible light to decline by two magnitudes. This relation is shown to be:

    After novae fade, they are about as bright as the most luminous Cepheid variable stars, therefore both these techniques have about the same max distance:

    20 Mpc. The error in this method produces an uncertainty in magnitude of about ±0.4

    Globular cluster luminosity function Edit

    Based on the method of comparing the luminosities of globular clusters (located in galactic halos) from distant galaxies to that of the Virgo Cluster, the globular cluster luminosity function carries an uncertainty of distance of about 20% (or 0.4 magnitudes).

    US astronomer William Alvin Baum first attempted to use globular clusters to measure distant elliptical galaxies. He compared the brightest globular clusters in Virgo A galaxy with those in Andromeda, assuming the luminosities of the clusters were the same in both. Knowing the distance to Andromeda, Baum has assumed a direct correlation and estimated Virgo A's distance.

    Baum used just a single globular cluster, but individual formations are often poor standard candles. Canadian astronomer René Racine assumed the use of the globular cluster luminosity function (GCLF) would lead to a better approximation. The number of globular clusters as a function of magnitude is given by:

    nerede m0 is the turnover magnitude, M0 is the magnitude of the Virgo cluster, and sigma is the dispersion

    It is important to remember that it is assumed that globular clusters all have roughly the same luminosities within the universe. There is no universal globular cluster luminosity function that applies to all galaxies.

    Planetary nebula luminosity function Edit

    Like the GCLF method, a similar numerical analysis can be used for planetary nebulae (note the use of more than one!) within far off galaxies. The planetary nebula luminosity function (PNLF) was first proposed in the late 1970s by Holland Cole and David Jenner. They suggested that all planetary nebulae might all have similar maximum intrinsic brightness, now calculated to be M = −4.53. This would therefore make them potential standard candles for determining extragalactic distances.

    Astronomer George Howard Jacoby and his colleagues later proposed that the PNLF function equaled:

    Where N(M) is number of planetary nebula, having absolute magnitude M. M* is equal to the nebula with the brightest magnitude.

    Surface brightness fluctuation method Edit

    The following method deals with the overall inherent properties of galaxies. These methods, though with varying error percentages, have the ability to make distance estimates beyond 100 Mpc, though it is usually applied more locally.

    The surface brightness fluctuation (SBF) method takes advantage of the use of CCD cameras on telescopes. Because of spatial fluctuations in a galaxy's surface brightness, some pixels on these cameras will pick up more stars than others. However, as distance increases the picture will become increasingly smoother. Analysis of this describes a magnitude of the pixel-to-pixel variation, which is directly related to a galaxy's distance.

    Sigma-D relation Edit

    The Sigma-D relation (or Σ-D relation), used in elliptical galaxies, relates the angular diameter (D) of the galaxy to its velocity dispersion. It is important to describe exactly what D represents, in order to understand this method. It is, more precisely, the galaxy's angular diameter out to the surface brightness level of 20.75 B-mag arcsec −2 . This surface brightness is independent of the galaxy's actual distance from us. Instead, D is inversely proportional to the galaxy's distance, represented as d. Thus, this relation does not employ standard candles. Rather, D provides a standard ruler. This relation between D and Σ is

    log ⁡ ( D ) = 1.333 log ⁡ ( Σ ) + C

    Where C is a constant which depends on the distance to the galaxy clusters. [46]

    This method has the potential to become one of the strongest methods of galactic distance calculators, perhaps exceeding the range of even the Tully–Fisher method. As of today, however, elliptical galaxies aren't bright enough to provide a calibration for this method through the use of techniques such as Cepheids. Instead, calibration is done using more crude methods.

    A succession of distance indicators, which is the distance ladder, is needed for determining distances to other galaxies. The reason is that objects bright enough to be recognized and measured at such distances are so rare that few or none are present nearby, so there are too few examples close enough with reliable trigonometric parallax to calibrate the indicator. For example, Cepheid variables, one of the best indicators for nearby spiral galaxies, cannot yet be satisfactorily calibrated by parallax alone, though the Gaia space mission can now weigh in on that specific problem. The situation is further complicated by the fact that different stellar populations generally do not have all types of stars in them. Cepheids in particular are massive stars, with short lifetimes, so they will only be found in places where stars have very recently been formed. Consequently, because elliptical galaxies usually have long ceased to have large-scale star formation, they will not have Cepheids. Instead, distance indicators whose origins are in an older stellar population (like novae and RR Lyrae variables) must be used. However, RR Lyrae variables are less luminous than Cepheids, and novae are unpredictable and an intensive monitoring program—and luck during that program—is needed to gather enough novae in the target galaxy for a good distance estimate.

    Because the more distant steps of the cosmic distance ladder depend upon the nearer ones, the more distant steps include the effects of errors in the nearer steps, both systematic and statistical ones. The result of these propagating errors means that distances in astronomy are rarely known to the same level of precision as measurements in the other sciences, and that the precision necessarily is poorer for more distant types of object.

    Another concern, especially for the very brightest standard candles, is their "standardness": how homogeneous the objects are in their true absolute magnitude. For some of these different standard candles, the homogeneity is based on theories about the formation and evolution of stars and galaxies, and is thus also subject to uncertainties in those aspects. For the most luminous of distance indicators, the Type Ia supernovae, this homogeneity is known to be poor [47] [ açıklama gerekli ] however, no other class of object is bright enough to be detected at such large distances, so the class is useful simply because there is no real alternative.

    The observational result of Hubble's Law, the proportional relationship between distance and the speed with which a galaxy is moving away from us (usually referred to as redshift) is a product of the cosmic distance ladder. Edwin Hubble observed that fainter galaxies are more redshifted. Finding the value of the Hubble constant was the result of decades of work by many astronomers, both in amassing the measurements of galaxy redshifts and in calibrating the steps of the distance ladder. Hubble's Law is the primary means we have for estimating the distances of quasars and distant galaxies in which individual distance indicators cannot be seen.


    Title: Measuring the Hubble constant with Type Ia supernovae as near-infrared standard candles

    The most precise local measurements of H0 rely on observations of Type Ia supernovae (SNe Ia) coupled with Cepheid distances to SN Ia host galaxies. Recent results have shown tension comparing H0 to the value inferred from CMB observations assuming ΛCDM, making it important to check for potential systematic uncertainties in either approach. To date, precise local H0 measurements have used SN Ia distances based on optical photometry, with corrections for light curve shape and colour. Here, we analyse SNe Ia as standard candles in the near-infrared (NIR), where luminosity variations in the supernovae and extinction by dust are both reduced relative to the optical. From a combined fit to 9 nearby calibrator SNe with host Cepheid distances from Riess et al. (2016) and 27 SNe in the Hubble flow, we estimate the absolute peak J magnitude MJ = -18.524 ± 0.041 mag and H0 = 72.8 ± 1.6 (statistical) ±2.7 (systematic) km s -1 Mpc -1 . The 2.2% statistical uncertainty demonstrates that the NIR provides a compelling avenue to measuring SN Ia distances, and for our sample the intrinsic (unmodeled) peak J magnitude scatter is just

    0.10 mag, even without light curve shape or colour corrections. Our results do not varymore » significantly with different sample selection criteria, though photometric calibration in the NIR may be a dominant systematic uncertainty. Our findings suggest that tension in the competing H0 distance ladders is likely not a result of supernova systematics that could be expected to vary between optical and NIR wavelengths, like dust extinction. We anticipate further improvements in H0 with a larger calibrator sample of SNe Ia with Cepheid distances, more Hubble flow SNe Ia with NIR light curves, and better use of the full NIR photometric data set beyond simply the peak J-band magnitude. « daha az

    1. European Southern Observatory, Garching (Germany) Technische Univ. Munchen, Garching (Germany). Excellence Cluster Universe Technische Univ. Munchen, Garching (Germany). Dept. Physik Stockholm Univ., Stockholm (Sweden). Oskar Klein Centre, Dept. of Physics
    2. Rutgers Univ., Piscataway, NJ (United States). Fizik ve Astronomi Bölümü
    3. European Southern Observatory, Garching (Germany) Technische Univ. Munchen, Garching (Germany). Excellence Cluster Universe

    Atıf Formatları

    0.10 mag, even without light curve shape or colour corrections. Our results do not vary significantly with different sample selection criteria, though photometric calibration in the NIR may be a dominant systematic uncertainty. Our findings suggest that tension in the competing H0 distance ladders is likely not a result of supernova systematics that could be expected to vary between optical and NIR wavelengths, like dust extinction. We anticipate further improvements in H0 with a larger calibrator sample of SNe Ia with Cepheid distances, more Hubble flow SNe Ia with NIR light curves, and better use of the full NIR photometric data set beyond simply the peak J-band magnitude.>,
    doi = <10.1051/0004-6361/201731501>,
    günlük = ,
    number = ,
    volume = 609,
    yer = ,
    year = <2018>,
    month = <1>
    >


    We have obtained 1087 NIR (JHKS) measurements of 21 SNe Ia using PAIRITEL, nearly doubling the number of well-sampled NIR SN la light curves. These data strengthen the evidence that SNe la are excellent standard candles in the NIR, even without correction for optical light-curve shape. We construct fiducial NIR templates for normal SNe la from our sample, excluding only the three known peculiar SNe Ia: SN 2005bl, SN 2005hk, and SN 2005ke. The H-band absolute magnitudes in this sample of 18 SNe la have an intrinsic rms of only 0.15 mag with no correction for light-curve shape. We found a relationship between the H-band extinction and optical color excess of AH = 0.2E(B - V). This variation is as small as the scatter in distance modulus measurements currently used for cosmology based on optical light curves after corrections for light-curve shape. Combining the homogeneous PAIRITEL measurements with 23 SNe la from the literature, these 41 SNe la have standard H-band magnitudes with an rms scatter of 0.16 mag. The good match of our sample with the literature sample suggests there are few systematic problems with the photometry. We present a nearby NIR Hubble diagram that shows no correlation of the residuals from the Hubble line with light-curve properties. Future samples that account for optical and NIR light-curve shapes, absorption, spectroscopic variation, or host-galaxy properties may reveal effective ways to improve the use of SNe la as distance indicators. Since systematic errors due to dust absorption in optical bands remain the leading difficulty in the cosmological use of supemovae, the good behavior of SN Ia NIR light curves and their relative insensitivity to reddening make these objects attractive candidates for future cosmological work.

    • APA
    • Standart
    • Harvard
    • Vancouver
    • Author
    • BİBTEKS
    • RIS

    Type Ia supernovae are good standard candles in the near infrared : Evidence from PAIRITEL. / Wood-Vasey, W. Michael Friedman, Andrew S. Bloom, Joshua S. Hicken, Malcolm Modjaz, Maryam Kirshner, Robert P. Starr, Dan L. Blake, Cullen H. Falco, Emilio E. Szentgyorgyi, Andrew H. Challis, Peter Blondin, Stéphane Mandel, Kaisey S. Rest, Armin.

    İçinde: Astrofizik Dergisi, Cilt. 689, No. 1, 10.12.2008, p. 377-390.

    Araştırma çıktısı : Dergiye katkı › Makale › hakemlik

    T1 - Type Ia supernovae are good standard candles in the near infrared

    T2 - Evidence from PAIRITEL

    AU - Szentgyorgyi, Andrew H.

    N2 - We have obtained 1087 NIR (JHKS) measurements of 21 SNe Ia using PAIRITEL, nearly doubling the number of well-sampled NIR SN la light curves. These data strengthen the evidence that SNe la are excellent standard candles in the NIR, even without correction for optical light-curve shape. We construct fiducial NIR templates for normal SNe la from our sample, excluding only the three known peculiar SNe Ia: SN 2005bl, SN 2005hk, and SN 2005ke. The H-band absolute magnitudes in this sample of 18 SNe la have an intrinsic rms of only 0.15 mag with no correction for light-curve shape. We found a relationship between the H-band extinction and optical color excess of AH = 0.2E(B - V). This variation is as small as the scatter in distance modulus measurements currently used for cosmology based on optical light curves after corrections for light-curve shape. Combining the homogeneous PAIRITEL measurements with 23 SNe la from the literature, these 41 SNe la have standard H-band magnitudes with an rms scatter of 0.16 mag. The good match of our sample with the literature sample suggests there are few systematic problems with the photometry. We present a nearby NIR Hubble diagram that shows no correlation of the residuals from the Hubble line with light-curve properties. Future samples that account for optical and NIR light-curve shapes, absorption, spectroscopic variation, or host-galaxy properties may reveal effective ways to improve the use of SNe la as distance indicators. Since systematic errors due to dust absorption in optical bands remain the leading difficulty in the cosmological use of supemovae, the good behavior of SN Ia NIR light curves and their relative insensitivity to reddening make these objects attractive candidates for future cosmological work.

    AB - We have obtained 1087 NIR (JHKS) measurements of 21 SNe Ia using PAIRITEL, nearly doubling the number of well-sampled NIR SN la light curves. These data strengthen the evidence that SNe la are excellent standard candles in the NIR, even without correction for optical light-curve shape. We construct fiducial NIR templates for normal SNe la from our sample, excluding only the three known peculiar SNe Ia: SN 2005bl, SN 2005hk, and SN 2005ke. The H-band absolute magnitudes in this sample of 18 SNe la have an intrinsic rms of only 0.15 mag with no correction for light-curve shape. We found a relationship between the H-band extinction and optical color excess of AH = 0.2E(B - V). This variation is as small as the scatter in distance modulus measurements currently used for cosmology based on optical light curves after corrections for light-curve shape. Combining the homogeneous PAIRITEL measurements with 23 SNe la from the literature, these 41 SNe la have standard H-band magnitudes with an rms scatter of 0.16 mag. The good match of our sample with the literature sample suggests there are few systematic problems with the photometry. We present a nearby NIR Hubble diagram that shows no correlation of the residuals from the Hubble line with light-curve properties. Future samples that account for optical and NIR light-curve shapes, absorption, spectroscopic variation, or host-galaxy properties may reveal effective ways to improve the use of SNe la as distance indicators. Since systematic errors due to dust absorption in optical bands remain the leading difficulty in the cosmological use of supemovae, the good behavior of SN Ia NIR light curves and their relative insensitivity to reddening make these objects attractive candidates for future cosmological work.


    A standard candle is an astronomical object that has a known absolute magnitude. They are extremely important to astronomers since by measuring the apparent magnitude of the object we can determine its distance using the formula:

    nerede m is the apparent magnitude of the object, M is the absolute magnitude of the object, and d is the distance to the object in parsecs.

    The most commonly used standard candles in astronomy are Cepheid Variable stars and RR Lyrae stars. In both cases, the absolute magnitude of the star can be determined from its variability period.

    Type Ia supernovae are also normally classed as standard candles, but in reality they are more standardisible candles since they do not all have the same peak brightness. However, the differences in their peak luminosities are correlated with how quickly the light curve declines after maximum light via the luminosity-decline rate relation, and they can be made into standard candles by correcting for this effect.

    Swinburne Üniversitesi'nde Çevrimiçi Astronomi Eğitimi Alın
    Tüm materyaller, belirtilenler dışında © Swinburne Teknoloji Üniversitesi'ne aittir.