Escala de distàncies còsmiques

De Viquipèdia
Dreceres ràpides: navegació, cerca

L'escala de distàncies còsmiques són els diferents mètodes amb els que els astrònoms determinen les distàncies als objectes celestes. Una mesura directa de la distància a un objecte astronòmic només és possible en una escala relativament petita (en termes astronòmics). L'analogia de l'escala eix del fet segons el qual no hi ha una tècnica que puga mesurar distàncies en tots els rangs que es troben en astronomia. D'aquesta manera, es pot usar un mètode per amidar les distàncies pròximes, un altre per amidar distàncies que van de la proximitat a distàncies mitjanes, i així successivament. Cada graó de l'escala dona informació que pot ser usada per determinar les distàncies en el pròxim graó més alt.

Distàncies fonamentals[modifica | modifica el codi]

A la base de l'escala hi trobam la mida de les distàncies fonamentals, en la qual les distàncies són determinades directament, sense suposicions físiques sobre la natura de l'objecte en qüestió. Aquestes distàncies fonamentals es basen en la geometria, o en el temps en què viatge la llum (és a dir, la constància de la celeritat de la llum), així com en el radar.

El primer esglaó de veritat de l'escala, la base de totes les distàncies astronòmiques és el radi de l'òrbita de la Terra (la distància entre la Terra i el Sol), anomenada Unitat Astronòmica (UA). Les altres distàncies astronòmiques es construeixen a partir d'aquesta. Històricament, l'observació del trànsit de Venus foren crucials per determinar la UA; a la primera mitat del segle XX, les observacions d'asteroides varen ser també importants.

En el present la UA es determina amb molta precisió usant les mesures amb radar de Venus i altres planetes i asteroides pròxims,[1] i el rastreig de les naus espacials interplanetàries en les seves òrbites voltant el Sol a través del Sistema Solar. Les lleis de Kepler del moviment planetari ens donen una proporció precisa de les diferents òrbites dels objectes que volten el Sol, però no una mesura real de les òrbites mateixes. El radar ens dóna un valor en kilòmetres de la diferència entre dues òrbites, i a partir d'això la proporció entre les dues, i d'aquestes es pot deduir directament l'òrbita de la Terra.

El radar només es pot usar dins el sistema solar i aquestes distàncies fonamentals provenen de la trigonometria i de mesures precises dels angles, similars a l'agrimensura. La mesura precisa de les posicions estel·lars és una part de la disciplina anomenada astrometria.

La mida de les distàncies fonamentals més importants prové de la paral·laxi. El moviment de la Terra voltant el Sol causa petits canvis de la posició de les estrelles. Aquests canvis són angles (la mitat de l'angle total) d'un triangle rectangle, de 1 UA de catet del triangle i la distància a l'estrella la hipotenusa. Un parsec és la distància d'una estrella que té una paral·laxi de 1 segon d'arc. Els astrònoms usualment expressen les distàncies en parsecs; en canvi els anys-llum s'usen en els medis populars, però gairebé tots els valors en anys-llum han estat convertits de nombres tabulats en parsecs a la font original.

Com que la paral·laxi esdevé molt petita per les distàncies grans, usualment només es poden mesurar les distàncies de les estrelles que tenen una paral·laxi que no superi la precisió del mesurament. A la dècada a partir de 1990, la missió Hipparcos obtingué la paral·laxi de més de cent mil estrelles amb una precisió d'una mil·lèsima de segon d'arc, la qual cosa va fornir les distàncies usuals de estrelles a uns pocs centenars de parsecs.

Un altre mètode fonamental per midar les distàncies és la paral·laxi secular i estadística. Aquesta tècnica combina el mesurament dels moviments i l'esclat dels membres d'un grup homogeni seleccionat d'estrelles de forma estadística per deduir una distància mitjana per tot el grup. Aquest mètode ha esdevingut una tècnica importat per les cefeides i les variables RR Lyrae.

La paral·laxi dinàmica de cúmuls és una tècnica en la que els moviments d'estrelles individuals en un cúmul estel·lar pròxim (només els cúmuls oberts estan prou a prop perquè aquesta tècnica sigui útil) pot ser usada per trobar la distància al cúmul. En particular la distància obtinguda per les Híades ha estat un pas importat en l'escala de les distàncies.

Altres objectes individuals poder tenir estimacions fonamentals de la distància fetes en circumstàncies especials. Si l'expansió d'un núvols de gas, com al romanent d'una supernova o una nebulosa planetària, poden ser observats durant un temps, llavors es pot estimar una distància segons la paral·laxi d'expansió. Les estrelles binàries que ho són visuals i espectroscòpiques poden tenir la seva distància estimada per medis similars. La característica comuna amb això és que un mesurament del moviment angular es combina amb un mesurament de la velocitat absoluta (usualment obtinguda per efecte Doppler). La distància estimada prové de calcular quan lluny ha d'estar l'objecte perquè la seva velocitat absoluta aparegui amb el moviment angular observat.

La paral·laxi d'expansió en particular pot donar estimacions fonamentals de la distància per objectes molt allunyats, ja que el material expulsat per una supernova té una velocitat d'expansió i pot ser de molta magnitud (comparat amb les estrelles). Més endavant poden ser observades per interferometria de radio que pot midar moviments angulars molt petits. Això porta a que algunes supernoves en altres galàxies tenen estimacions de distàncies fonamentals.[2] Encara que valuós, aquests casos són molt rars, encara que donen una prova important de consistència de l'esglaó de la distància com si fossin cent cavalls de força per ells mateixos.

Distàncies físiques[modifica | modifica el codi]

Amb algunes excepcions, les distàncies fonamentals estan disponibles només fins a alguns milers de parsecs, la qual cosa és només una modesta porció de la nostra pròpia Galàxia. Per distàncies que vagin més enllà d'això, les mides depenen de presumpcions físiques, això és, l'asseveració de què un reconeix l'objecte en qüestió, i la classe d'objectes és abastament homogeni perquè els seus membres puguin ser usats estimació significativa de la distància.

Quasi totes aquests indicadors de distàncies física són candeles canòniques. Aquest testimoni de reconèixer un objecte com a perteneixent a una classe, la qual té una magnitud absoluta coneguda, midant la seva magnitud aparent, i usant la llei de l'invers del quadrat per inferir la distància que es necessita per fer que la candela sembli com ha estat observada. Qualque medi de contar per extinció interestel·lar, que fa aparèixer els objectes més febles també és necessari. La diferència entre magnitud absoluta i aparent s'anomena mòdul de distància, i les distàncies astronòmiques, especialment las intergalàctiques, estan a vegades tabulades d'aquesta manera.

Els indicador de distància, usats de forma progressiva per escales de distàncies cada vegada més llargues, són:

Per qualsevol candela canònica hi ha dos problemes. El principal és el calibratge, determinar exactament quina és la magnitud absoluta de la candela. Això inclou definir la classe a bastament perquè els membres puguin ser reconeguts, i trobar membres a bastament amb distàncies ben conegudes perquè la seva magnitud absoluta pugui ser determinada força acuradament. El segon consisteix en reconèixer els membres de cada classe, i no equivocar-se usant el calibratge de les candeles canòniques sobre un objecte que no pertanyi a la classe en qüestió. A distàncies extremes, qualsevol voldria usar un indicador de distància, aquest problema de reconeixement pot ser molt seriós.

(Una altra classe de indicador de distància física és la regla canònica, però actualment s'usa molt poc.)

Una successió de indicadors de distància, la qual cosa és una escala de distàncies, es necessita per determinar les distàncies a altres galàxies ja que els objectes brillants que puguin ser reconeguts i mesurats a tals distàncies són molt rars i només en poden trobar molt pocs, o cap, de forma que són pocs exemples per poder calibrar l'indicador per paral·laxi trigonomètrica. Per exemple, les variables cefeides, són un dels millors indicadors en el cas de les galàxies espirals, que no es poden calibrar només per paral·laxi. També s'ha d'esmentar, que les diferents poblacions estel·lars generalment no tenen tots els tipus d'estrelles. Les cefeides en particular són estrelles massives, amb una vida curta, per tant només es poden trobar a llocs on les estrelles s'han format recentment. Consegüentment, com que les galàxies el·líptiques usualment fa temps que han cessat de formar estrelles de gran escala, per tant ja no tenen cefeides. Per tant els s'han d'usar els indicadors de distància basats en la població estel·lar vella (com poden ser les novae i RR Lyrae variables). Sigui com sigui, les vaiables RR Lyrae són menys lluminoses que les cefeides, per tant no es poden veure de tan lluny com les cefeides, i les novae són impredictibles i es necessita un programa intensiu d'intercepció — i sort durant el programa — de les novae dins la galàxia objecte d'estudi per una bona estimació de la distància.

Com que els esglaons més distants de l'escala de la distància còsmica depenen dels més pròxims, els passos més distants inclouen els efectes dels errors en els passos més pròxims, sistemàtics i estadístics. El resultat d'aquesta propagació d'errors significa que la distància en astronomia és coneguda rarament amb el mateix nivell de precisió que les mides en altres ciències, i aquesta precisió necessàriament és més pobre per els tipus d'objectes més distants.

També s'ha de fer una observació especialment en relació a les candeles canòniques més brillants, és la seva canonicitat: en quina mesura són homogenis aquests objectes i si ho és la seva magnitud absoluta. En el cas de qualcunes de les diferents candeles canòniques, la seva homogeneïtat es basa en teories sobre la formació i evolució de les estrelles i galàxies, i això doncs està també subjecte a incerteses en aquests darrers aspectes. En la major part dels més lluminosos indicadors de distància, el tipus Ia supernovae, aquesta homogeneïtat se sap que és pobre; sigui com sigui, no hi ha una altra classe d'objectes amb esclat sufissient perquè siguin detectats a tan llarga distància, per tant no hi ha altra alternativa.

L'observació de la Llei de Hubble, la relació proporcional entre la distància i la velocitat en què una galàxia s'allunya (usualment esmentat com a desplaçament cap el vermell) és un producte de l'escala de les distàncies còsmiques. Hubble observà que les galàxies més febles tenien elevades velocitats de recessió. Trobar el valor de la constant de Hubble ha estat el resultat de dècades de treball per molts d'astrònoms, tant en l'avaluació de la mesura del desplaçament cap al vermell de les galàxies i en el calibratge dels esglaons de l'escala de distàncies. La Llei de Hubble és l'únic medi de què disposam per estimar la distància de la majoria de quàsars i altres galàxies distants en els que els indicadors de distàncies individuals no es poden veure.

Enllaços externs[modifica | modifica el codi]

Notes[modifica | modifica el codi]

  1. Ash, M.E., Shapiro, I.I., & Smith, W.B., 1967 Astronomical Journal, 72, 338-350.
  2. Bartel, N., i cols., 1994, "The shape, expansion rate and distance of supernova 1993J from VLBI measurements", Nature 368, 610-613