우주 거리 사다리

Cosmic distance ladder
  • 연두색 상자:별을 형성하는 은하에 적용할 수 있는 기술입니다.
  • 밝은 파란색 상자:모집단 II 은하에 적용되는 기술입니다.
  • 옅은 보라색 상자:기하학적 거리 기술.
  • 옅은 빨간색 상자:행성상 성운 광도 함수 기법은 처녀자리 초은하단의 모든 모집단에 적용할 수 있습니다.
  • 검은색 실선:잘 보정된 사다리 스텝.
  • 검은색 점선:보정 래더 단계가 불확실합니다.

우주 거리 사다리(은하 거리 척도라고도 함)는 천문학자들이 천체 물체까지의 거리를 결정하는 방법의 연속이다.천문학 물체의 직접적인 거리 측정은 지구에 "충분히" 가까운 물체(약 1000파섹 이내)에 대해서만 가능합니다.더 먼 물체까지의 거리를 결정하는 기술은 모두 가까운 거리에서 작동하는 방법과 더 먼 거리에서 작동하는 방법 사이의 다양한 측정된 상관 관계를 기반으로 합니다.몇몇 방법들은 표준 양초에 의존하는데, 이것은 알려진 광도를 가진 천문학적 물체이다.

사다리꼴 유추는 천문학에서 만나는 모든 범위의 거리를 측정할 수 있는 단일 기술은 없기 때문에 발생합니다.대신, 한 가지 방법을 사용하여 인근 거리를 측정하고, 두 번째 방법을 사용하여 인근부터 중간 거리까지 측정할 수 있습니다.사다리의 각 단은 다음 높은 단의 거리를 결정하는 데 사용할 수 있는 정보를 제공합니다.

직접 측정

천문학자는 거리를 측정하기 위해 시차를 사용하는 것을 보여준다.그것은 2003년 캔버라 산불캔버라 [1]퀘스타콘에 있는 스트롬로천문대가 전소되었을 때 손상된 예일-컬럼비아 굴절 망원경(1924년)의 부품으로 만들어졌다.

사다리의 기초에는 기본 거리 측정이 있으며, 이 측정에서는 문제가 되는 물체의 특성에 대한 물리적 가정 없이 직접 거리가 결정된다.별의 위치를 정확하게 측정하는 것은 측성학의 한 분야입니다.

천문 단위

직접 거리 측정은 지구태양 사이의 평균 거리로 정의되는 천문 단위(AU)를 기반으로 합니다.케플러의 법칙은 태양 주위를 도는 물체의 궤도 크기에 대한 정확한 비율을 제공하지만, 궤도 시스템의 전체 규모에 대한 측정은 제공하지 않습니다.레이더는 지구와 두 번째 물체의 궤도 사이의 거리를 측정하는 데 사용됩니다.이 측정값과 두 궤도 크기의 비율로 지구 궤도의 크기가 계산됩니다.지구의 궤도는 몇 미터 절대 정밀도와 천억 부분−11 상대적 정밀도로 알려져 있습니다.

역사적으로 금성의 일면통과에 대한 관측은 AU를 결정하는 데 매우 중요했고, 20세기 전반에는 소행성의 관측도 중요했다.현재 지구의 궤도는 금성과 다른 근처의 행성과 [2]소행성까지의 거리를 레이더로 측정하고 태양계를 통해 태양 주위를 도는 행성간 우주선을 추적하여 고정밀로 측정된다.

시차

연간 시차에서 별의 시차 운동.정점 각도의 절반은 시차 각도입니다.

가장 중요한 기본 거리 측정은 삼각 시차를 통해 이루어집니다.지구가 태양 주위를 도는 동안, 근처의 별들의 위치는 더 먼 배경에 대해 약간씩 이동하는 것처럼 보일 것입니다.이러한 이동은 2AU(태양 주위를 도는 지구 궤도의 극한 위치 사이의 거리)로 삼각형의 기본 다리와 별까지의 거리가 길고 같은 길이의 다리인 이등변 삼각형의 각도입니다.가장 가까운 별이라도 1파섹(3.26광년) 거리에 있는 물체의 이동량은 1초이며, 그 후 거리가 커짐에 따라 각도가 감소한다.천문학자들은 보통 파섹 단위로 거리를 표현합니다.광년은 대중 매체에서 사용됩니다.

시차는 항성 거리가 길어질수록 작아지기 때문에 측정 정밀도의 몇 배보다 큰 시차를 가질 수 있을 정도로 가까운 별에 대해서만 유용한 거리를 측정할 수 있습니다.예를 들어, 1990년대에 히파르코스 미션은 약 1밀리초 [3]정도의 정밀도로 10만 개 이상의 별에 대한 시차를 얻었고, 이는 수백 파섹까지의 별들에게 유용한 거리를 제공했습니다.허블 망원경 WFC3는 이제 20~40마이크로초 단위의 정밀도를 제공할 수 있으며, 소수의 [4][5]별에 대해 최대 5,000파섹(16,000ly)의 안정적인 거리 측정이 가능합니다.2018년 가이아 우주 임무의 데이터 릴리스 2는 대부분의 별에서 [6]15등급보다 밝은 거리도 비슷하게 정확하게 제공합니다.

별들은 적절한 운동(하늘을 가로질러 횡단)과 반지름 속도(태양을 향해 또는 태양으로부터 멀어지는 운동)를 일으키는 태양에 대한 상대적인 속도를 가지고 있습니다.전자는 수년에 걸쳐 변화하는 별의 위치를 표시함으로써 결정되는 반면, 후자는 시선을 따라 움직임에 의해 야기되는 별의 스펙트럼의 도플러 편이를 측정함으로써 결정됩니다.스펙트럼 클래스가 동일하고 등급 범위가 유사한 별의 그룹의 경우 평균 시차는 반지름 속도에 상대적인 고유 운동의 통계적 분석에서 도출할 수 있다.통계적 시차법세페이드거성 [7]변광성을 포함한 50파섹 이상의 밝은 별과 거성 변광성의 거리를 측정하는 데 유용하다.

시차 측정은 우주에서 가장 이해하기 어려운 세 가지 요소인 암흑 물질, 암흑 에너지,[8] 중성미자를 이해하는 데 중요한 단서가 될 수 있습니다.
허블 정밀 항성의 거리 측정은 은하수까지 [9]10배 더 확장되었습니다.

공간을 통과하는 태양의 움직임은 장기 시차 측정의 정확도를 높일 수 있는 더 긴 기준선을 제공합니다.우리 은하 원반의 별의 경우 이는 연평균 4AU의 기준선에 해당하는 반면, 헤일로 별의 경우 연간 40AU의 기준선에 해당합니다.수십 년 후 기준선은 기존 시차에 사용된 지구-태양 기준선보다 훨씬 큰 크기가 될 수 있다.그러나 관측된 별들의 상대 속도는 추가로 알려지지 않았기 때문에 시차가 더 높은 수준의 불확실성을 야기한다.여러 별의 표본에 적용하면 불확실성을 줄일 수 있다. 불확실성은 표본 [10]크기의 제곱근에 반비례한다.

성단 시차 이동은 가까운 성단에 있는 개별 별들의 움직임을 사용하여 성단까지의 거리를 구할 수 있는 기술입니다. 기술을 사용할 수 있을 정도로 가까운 것은 열린 클러스터뿐입니다.특히 히아데스호의 거리는 역사적으로 거리 사다리에서 중요한 단계였다.

다른 개별 물체는 특별한 상황에서 기본적인 거리 추정치를 가질 수 있다.초신성 잔해나 행성상 성운과 같은 가스 구름이 시간이 지남에 따라 팽창하는 것을 관찰할 수 있다면, 그 구름까지의 팽창 시차 거리를 추정할 수 있습니다.그러나 이러한 측정치는 물체의 구면성 편차의 불확실성으로 인해 어려움을 겪는다.시각 쌍성이자 분광 쌍성이기도 한 쌍성은 비슷한 방법으로 거리를 추정할 수 있으며 위의 기하학적 불확실성에 시달리지 않습니다.이러한 방법의 공통적인 특징은 각도 운동 측정이 절대 속도 측정과 결합된다는 것이다(보통 도플러 효과를 통해 얻어진다).거리 추정치는 관찰된 절대 속도가 관찰된 각도 운동과 함께 나타나도록 하기 위해 물체가 얼마나 멀리 떨어져 있어야 하는지를 계산함으로써 얻어진다.

초신성 분출은 (별에 비해) 팽창 속도가 크고 크기가 크기 때문에 팽창 시차는 매우 먼 물체에 대한 기본적인 거리 추정치를 제공할 수 있다.또한 매우 작은 각도 운동을 측정할 수 있는 무선 간섭계로 관측할 수 있습니다.이 두 가지가 결합되어 다른 [11]은하에 있는 초신성까지의 기본적인 거리 추정치를 제공합니다.가치 있는 일이지만, 그러한 경우는 매우 드물기 때문에, 스스로 작업하는 것이 아니라, 거리 사다리에서 중요한 일관성 검사 역할을 합니다.

스탠다드 캔들

물리적 거리 표시기로 사용되는 거의 모든 천체들은 알려진 밝기를 가진 종류에 속합니다.알려진 밝기를 물체의 관찰된 밝기와 비교함으로써, 물체까지의 거리는 역제곱 법칙을 사용하여 계산할 수 있습니다.이 밝은 물체들은 헨리에타 스완 [12]레빗이 만든 표준 초라고 불립니다.

물체의 밝기는 절대적인 크기로 표현될 수 있다.이 양은 10파섹 거리에서 본 밝기 로그에서 도출됩니다.관찰자가 볼 수 있는 크기(볼로미터라고 하는 기구 사용)인 겉보기 크기를 측정하여 절대 크기로 사용하여 물체까지의 거리 d를 다음과 같이 파섹[13] 단위로 계산할 수 있습니다.

또는

여기서 m은 겉보기 등급, M은 절대 등급입니다.정확하게 하려면 두 크기가 동일한 주파수 대역에 있어야 하며 반지름 방향으로 상대적인 움직임이 없어야 합니다.성간 소멸을 보정하는 방법, 즉 물체가 더 희미하고 더 붉게 보이도록 하는 방법, 특히 그 물체가 먼지나 가스 지역 [14]안에 있을 때 필요하다.물체의 절대 등급과 겉보기 등급의 차이는 거리 계수라고 불리며, 천문학적 거리, 특히 은하간 거리들은 때때로 이런 식으로 표로 작성됩니다.

문제

표준 양초에는 두 가지 문제가 있습니다.가장 중요한 것은 촛불의 절대 크기를 정확히 결정하는 교정입니다.여기에는 멤버를 인식할 수 있을 정도로 클래스를 잘 정의하고, 멤버의 진정한 절대 크기를 충분한 정확도로 결정할 수 있도록 잘 알려진 거리를 가진 충분한 멤버를 찾는 것이 포함됩니다.두 번째 문제는 클래스 멤버를 인식하는 것으로 클래스에 속하지 않는 오브젝트에 대해 표준 촛불 교정을 잘못 사용하지 않는 것입니다.거리 표시기를 가장 많이 사용하고 싶은 극도의 거리에서는 이 인식 문제가 상당히 심각할 수 있습니다.

표준 양초와 관련된 중요한 문제는 그것이 얼마나 표준인지에 대한 반복적인 질문이다.예를 들어, 모든 관측치는 알려진 거리에 있는 Ia형 초신성이 (빛 곡선의 모양에 의해 보정된) 동일한 밝기를 갖는 것으로 보입니다.이 밝기의 근접성의 근거는 아래에서 설명된다. 그러나 먼 Ia형 초신성은 가까운 Ia형 초신성과 다른 성질을 가지고 있을 가능성이 존재한다.Ia형 초신성의 사용은 정확한 우주론적 모델을 결정하는데 매우 중요하다.즉 만약 임의의 거리에 검 교정의 외삽 법, 이 변화를 무시하고 유효하지 않다 만약 정말로 형식 Ia초신성의 속성을 큰 거리에서 다른 토네이도, 밀도의 매개 변수 특정 재건축하는 데 있어서의 우주론의 매개 변수의 재건이 기울어지게 할 수 있다.[15][해명 필요한]

이것이 단순히 철학적인 문제가 아니라는 것은 세페이드 변수를 이용한 거리 측정의 역사에서 알 수 있다.1950년대에 Walter Baade는 표준 촛불을 보정하는 데 사용된 인근 세페이드 변수가 인근 은하와의 거리를 측정하는 데 사용된 변수와 다른 유형이라는 것을 발견했습니다.가까운 세페이드 변광성은 먼 종족 II 별보다 금속 함량이 훨씬 높은 종족 I 별이었다.그 결과, 모집단 II 별들은 실제로 생각보다 훨씬 밝았고, 이를 수정하면 구상 성단, 근처 은하, 은하수 지름이 두 배로 늘어나는 효과가 있었습니다.

표준 사이렌

중성자별이나 블랙홀같은 콤팩트 쌍성계의 인스피럴 단계에서 발생하는 중력파는 중력 복사로 방출되는 에너지가 오로지 쌍성의 궤도 에너지로부터 오는 유용한 속성을 가지고 있으며, 결과적으로 그들의 궤도의 수축은 주파수의 증가로서 직접적으로 관찰될 수 있습니다.방출된 중력파 순서에 대한 변화율은 다음과[16][17]: 38 같습니다

빛의 어디 G{G\displaystyle}은 중력 상수입니다, c{\displaystyle c}은 속도, 그리고 M{\displaystyle{{M\mathcal}}}는 단일(따라서 computable[를])수가 시스템의 처프 질량이라고 불리는, 대중들의 두 obje의{\displaystyle(m_{1},m_{2})}(m1m2)조합한 것이다.cts[19]

파형을 관측함으로써 차프질량을 산출하여 중력파의 전력(에너지 방출률)을 산출할 수 있다.따라서 이러한 중력파 소스는 알려진 [20][17]음량의 표준 사이렌입니다.

표준 촛불과 마찬가지로, 방출 및 수신 진폭을 고려할 때, 역제곱 법칙에 따라 소스까지의 거리가 결정됩니다.그러나 표준 양초에는 몇 가지 차이점이 있다.중력파는 동위원소적으로 방출되지 않지만 파형의 편파를 측정하면 방출 각도를 결정할 수 있는 충분한 정보를 얻을 수 있다.중력파 검출기는 또한 이방성 안테나 패턴을 가지고 있기 때문에 수신 각도를 결정하기 위해 검출기에 상대적인 하늘 선원의 위치가 필요하다.일반적으로 서로 다른 위치에 있는 3개의 검출기로 이루어진 네트워크에 의해 파형이 검출되면 네트워크는 이러한 보정을 실시하기 위한 충분한 정보를 측정하여 거리를 확보합니다.또한 표준 양초와 달리 중력파는 다른 거리 측도에 대한 보정이 필요하지 않습니다.거리 측정에는 물론 중력파 검출기의 보정이 필요하지만, 기본적으로 중력파 간섭계에서 사용되는 레이저 빛의 파장의 배수로 거리가 주어집니다.

검출기 보정 외에 이 거리의 정확성을 제한하는 다른 고려사항이 있다.다행히 중력파는 흡수 매체에 의해 소멸되지 않는다.하지만 그것들은 빛과 같은 방식으로 중력렌즈의 영향을 받습니다.신호가 강하게 렌즈가 적용되면 시간적으로 분리된 여러 이벤트로 수신될 수 있습니다(예: 퀘이사 여러 이미지의 아날로그).식별 및 제어가 쉽지 않은 것은 약한 렌즈의 영향입니다.이 경우 공간을 통과하는 신호의 경로는 많은 작은 확대 및 분자 이벤트에 의해 영향을 받습니다.이는 1보다 큰 우주론적 적색편이로 발생하는 신호에 중요합니다.마지막으로 바이너리 시스템이 거의 정면으로 [21]관찰되면 검출기 네트워크가 신호의 편파를 정확하게 측정하기는 어렵습니다. 이러한 신호는 거리 측정에서 상당히 큰 오류를 겪습니다.불행하게도, 쌍성은 궤도면에 가장 강하게 수직으로 방사되기 때문에 대면 신호가 본질적으로 더 강하고 가장 일반적으로 관측됩니다.

쌍성이 한 쌍의 중성자 별들로 구성되어 있는 경우, 이들의 합성은 킬로노바/하이퍼노바 폭발을 동반하여 전자 망원경으로 위치를 정확하게 식별할 수 있다.이러한 경우, 우리 은하의 적색 편이를 통해 허블 0[19]을 결정할 수 있습니다.GW170817은 이러한 [22]측정을 최초로 실시하기 위해 사용되었습니다.신호의 앙상블에 대해 전자파 부품을 식별할 수 없는 경우에도 통계적 방법을 사용하여 0 H_[19] 을 추론할 수 있습니다.

표준 자

물리 거리 표시기의 또 다른 클래스는 표준 눈금자입니다.2008년에는 은하 지름이 우주론적 매개변수를 [23]결정할 수 있는 표준 눈금자로 제안되었습니다.최근에는 초기 우주에서 바리온 음향 진동(BAO)에 의해 각인된 물리적 척도가 사용되었습니다.초기 우주(재결합 전)에서는 중입자와 광자가 서로 흩어져 음파를 지탱할 수 있는 단단하게 결합된 유체를 형성합니다.파동은 원시 밀도 섭동에 의해 발생되며, 바리온 밀도와 다른 우주론적 매개변수를 통해 예측될 수 있는 속도로 이동합니다.재결합 전에 이러한 음파가 이동할 수 있는 총 거리는 재결합 후 우주와 함께 단순히 팽창하는 고정 음계를 결정합니다.따라서 BAO는 은하계의 군집에 대한 중입자의 영향으로부터 은하 조사를 통해 측정할 수 있는 표준 자를 제공합니다.이 방법을 사용하려면 광범위한 은하 조사가 필요하지만 백분율 수준의 정밀도로 측정되었습니다(중입자 음향 진동 참조).규모는 바리온이나 물질 밀도, 중성미자의 수와 같은 우주론적 파라미터에 따라 달라지기 때문에 BAO에 기초한 거리는 국지적 측정에 기초한 거리보다 우주론적 모델에 더 의존합니다.

광에코는 표준 [24][25]자로도 사용할 수 있지만 소스 [26][27]지오메트리를 올바르게 측정하기는 어렵습니다.

은하 거리 표시기

몇 가지 예외를 제외하고, 직접 측정에 기초한 거리는 약 1,000 파섹으로 우리 은하계의 일부입니다.그 이상의 거리에 대해서는 물리적인 가정, 즉 문제의 물체를 인식하고 그 부재가 거리의 의미 있는 추정에 사용될 수 있을 정도로 균질하다는 주장에 따라 측정이 달라진다.

점차적으로 더 큰 거리 척도에 사용되는 물리적 거리 표시기는 다음을 포함한다.

  • 동적 시차, 시각 쌍성의 궤도 매개변수를 사용하여 시스템의 질량을 측정하고, 따라서 질량-광도 관계를 사용하여 밝기를 결정합니다.
    • 일식 쌍성 - 지난 10년 동안 일식 쌍성의 기본 매개변수를 8미터급 망원경으로 측정할 수 있게 되었습니다.이를 통해 거리 표시기로 사용할 수 있습니다.최근에는 대마젤란운(LMC), 소마젤란운(SMC), 안드로메다은하, 삼각은하와의 직접적인 거리 추정을 위해 사용되고 있습니다.일식 쌍성은 은하까지의 거리를 약 3Mpc(300만 파섹)[28]의 거리까지 현재의 기술로 실현 가능한 새로운 5% 수준의 정확도로 측정하는 직접적인 방법을 제공합니다.
  • RR Lyrae 변수 - 은하 내 및 인근 구상 성단에서 거리를 측정하는 데 사용됩니다.
  • 다음 네 가지 지표는 모두 옛 항성종족(인구 II)[29]의 별을 사용합니다.
  • 은하 천문학에서는 X선 폭발(중성자별 표면의 열핵 섬광)이 표준 초로 사용됩니다.X선 버스트 관찰 결과 반지름 확장을 나타내는 X선 스펙트럼이 나타날 수 있습니다.따라서 폭발의 정점에 있는 X선 플럭스는 중성자별의 질량을 알면 계산할 수 있는 에딩턴 광도에 대응해야 한다(1.5 태양 질량이 일반적으로 사용되는 가정).이 방법을 사용하면 일부 저질량 X선 쌍성의 거리를 측정할 수 있습니다.저질량 X선 쌍성은 광학적으로 매우 희미하기 때문에 거리를 측정하기가 매우 어렵습니다.
  • 성간 매저는 매저 방출을 가진 은하계 및 일부 은하계 외 천체까지의 거리를 도출하는 데 사용될 수 있습니다.
  • 세페이드노바에
  • 툴리-피셔 관계
  • Faber-Jackson 관계
  • Ia형 초신성광도곡선의 함수로써 매우 잘 결정된 최대 절대등급을 가지며 수백 [30]Mpc까지의 은하외 거리를 결정하는 데 유용하다. 주목할 만한 예외는 Ia형 초신성인 SN 2003fg이다.
  • 적색편이와 허블의 법칙

메인 시퀀스 피팅

별의 스펙트럼 분류에 대한 별의 절대 등급을 헤르츠스프룽-러셀 다이어그램에 표시할 때 별의 질량, 나이 및 구성과 관련된 진화 패턴이 발견됩니다.특히, 수소 연소 기간 동안, 별들은 주계열이라고 불리는 다이어그램의 곡선을 따라 놓여있다.별의 스펙트럼에서 이러한 성질을 측정함으로써 H–R 다이어그램에서 주계열성의 위치를 알아낼 수 있으며, 따라서 별의 절대 등급은 추정됩니다.이 값을 겉보기 등급과 비교하면 가스와 먼지로 인한 광도 간 소실을 보정한 후 대략적인 거리를 결정할 수 있습니다.

히아데스 성단과 같이 중력에 묶여 있는 성단에서는 별들이 거의 같은 나이에 형성되어 같은 거리에 놓여 있습니다.이를 통해 비교적 정확한 주 시퀀스 피팅이 가능하여 연령과 거리를 모두 확인할 수 있습니다.

은하외 거리 척도

은하외 거리 표시기[31]
방법 단일 은하에 대한 불확실성(mag) 처녀자리 클러스터까지의 거리(Mpc) 범위(Mpc)
고대 세페이드 0.16 15–25 29
노바에 0.4 21.1 ± 3.9 20
행성 성운 광도 함수 0.3 15.4 ± 1.1 50
구상 성단 광도 함수 0.4 18.8 ± 3.8 50
표면 밝기 변동 0.3 15.9 ± 0.9 50
시그마-D 관계 0.5 16.8 ± 2.4 100 이상
Ia형 초신성 0.10 19.4 ± 5.0 1000 이상

은하계 밖의 거리 척도는 오늘날 천문학자들이 우리 은하계 너머의 우주론적 물체의 거리를 측정하기 위해 사용하는 일련의 기술로, 전통적인 방법으로는 쉽게 얻을 수 없었다.별, 구상성단, 성운 및 은하 전체와 같은 일부 절차는 이러한 물체의 특성을 활용합니다.다른 방법들은 은하단 전체와 같은 사물의 통계와 확률에 더 기반을 두고 있다.

윌슨-바푸 효과

1956년 올린 윌슨과 M.K. 바이누 바푸의해 발견된 윌슨-바푸 효과분광 시차라고 알려진 효과를 이용한다.많은 별들은 절대등급을 나타내는 칼슘 K-라인과 같은 스펙트럼에 특징을 가지고 있다.그러면 거리 계수를 사용하여 까지의 거리를 겉보기 등급으로 계산할 수 있습니다.

이 방법에는 별의 거리를 찾는 데 큰 한계가 있다.스펙트럼 라인 강도의 보정은 정확도가 제한적이며 성간 소멸을 위한 보정이 필요하다.이론적으로 이 방법은 최대 7메가파섹(Mpc)의 항성에 신뢰할 수 있는 거리 계산을 제공할 수 있지만, 일반적으로 수백 킬로파섹(kpc)의 항성에만 사용됩니다.

고대 세페이드

윌슨-바푸 효과의 범위를 넘어, 다음 방법은 세페이드 변광성의 주기-광도 관계에 의존합니다.다음 관계를 사용하여 은하 및 은하계 외 고전 세페이드까지의 거리를 계산할 수 있습니다.

[32]
[33]

표준 초로 세페이드 사용을 복잡하게 만들고 활발하게 논의되는 몇 가지 문제가 있다. 그 중 주요 문제는 다양한 통과 대역에서 주기-광도 관계의 특성과 선형성, 그리고 그러한 관계의 영점과 기울기 모두에 대한 금속성의 영향, 그리고 광도 오염의 영향(블렌딩)과 변화이다.(일반적으로 알려지지 않은) 세페이드 [34][35][36][37][38][39][40][41][42]거리에 대한 멸종 법칙.

이러한 해결되지 않은 문제들로 인해 60km/s/Mpc에서 80km/s/Mpc 사이의 허블 상수 값이 인용되었습니다. 우주의 일부 우주론적 매개변수가 허블 [43][44]상수의 정확한 값을 제공함으로써 훨씬 더 잘 제한될 수 있기 때문에 이 불일치를 해결하는 것은 천문학에서 가장 중요한 문제 중 하나입니다.

세페이드 변광성은 1923년 에드윈 허블이 M31(안드로메다)이 은하수 내의 작은 성운과는 달리 외부 은하라고 결론내리는 데 중요한 도구였다.그는 M31에서 285 Kpc까지의 거리를 계산할 수 있었고, 오늘의 값은 770 Kpc이다.

지금까지 발견된 것처럼 사자자리에 있는 나선은하인 NGC 3370은 29Mpc 거리에서 발견된 가장 먼 세페이드 은하를 포함하고 있다.세페이드 변광성은 결코 완벽한 거리 표지가 아닙니다. 가까운 은하에서는 약 7%의 오차를 보이고 가장 먼 은하에서는 최대 15%의 오차를 보입니다.

초신성

NGC 4526 은하에 있는 SN 1994D(왼쪽 아래 밝은 점).NASA, ESA, 허블 키 프로젝트 팀, 하이Z 초신성 탐색팀의 이미지

초신성이 은하계 밖의 거리를 측정하기 위해 사용될 수 있는 몇 가지 다른 방법이 있다.

초신성 광구 측정

우리는 초신성이 구상대칭으로 팽창한다고 가정할 수 있다.만약 초신성이 광구의 각도 범위 δ(t)를 측정할 수 있을 정도로 충분히 가깝다면, 우리는 다음 방정식을 사용할 수 있다.

여기서 θ는 각속도이고 θ는 각범위이다.정확한 측정을 위해서는 두 개의 관측치를 시간 δt로 구분하여 측정해야 한다.그 후에,

여기서 d는 초신성까지의 거리이고ej, V는 초신성 분출의 반경 속도이다. (구면적으로 대칭인 경우 Vej V와 같다고θ 가정할 수 있다.)

이 방법은 초신성이 광구를 정확하게 측정할 수 있을 정도로 충분히 가까이 있을 때만 효과가 있다.마찬가지로, 가스의 팽창하는 껍질은 사실 완벽한 구면도 아니고 완벽한 흑체도 아닙니다.또한 성간 소멸은 광구의 정확한 측정을 방해할 수 있다.이 문제는 핵붕괴 초신성에 의해 더욱 악화된다.이러한 모든 요인이 최대 25%의 거리 오차의 원인이 됩니다.

Ia형 광원곡선

Ia형 초신성은 은하외 거리를 결정하는 가장 좋은 방법 중 하나입니다.Ia's는 쌍성 백색왜성이 동반성으로부터 물질을 축적하기 시작할 때 발생한다.백색왜성은 물질을 획득함에 따라 결국 찬드라세카르 1.에 도달합니다 {\.4

일단 도달하면, 별은 불안정해지고 급격한 핵융합 반응을 일으킨다.모든 Ia형 초신성은 거의 같은 질량의 폭발을 일으키기 때문에 절대 크기는 모두 동일합니다.이것은 그것들을 표준 양초로서 매우 유용하게 만든다.모든 Ia형 초신성은 표준 청색 및 시각 등급:

따라서 Ia형 초신성을 관찰할 때, 만약 그 최대 매그니튜드가 얼마였는지를 결정할 수 있다면, 그 거리는 계산될 수 있다.본질적으로 초신성을 최대 밝기에서 직접 포착할 필요는 없다. 다색 광선 곡선 형태법(MLCS)을 사용하여 광선 곡선의 형태를 최대 밝기에서 절대 크기를 결정하는 매개변수화된 곡선 패밀리와 비교한다.이 방법은 먼지와 가스에 의한 성간 소멸/조명 효과도 발휘합니다.

마찬가지로 스트레치 방법은 특정 초신성 크기의 광곡선을 템플릿 광곡선에 맞춥니다.이 템플릿은 다른 파장에서의 여러 광선곡선(MLCS)과는 달리 시간적으로 연장(또는 압축)된 단일 광선곡선일 뿐입니다.이 스트레치 팩터를 사용하여 피크 크기를 [45]결정할 수 있습니다.

Ia형 초신성을 사용하는 것은 특히 초신성 폭발이 세페이드 변광성보다 훨씬 더 먼 거리에서 볼 수 있기 때문에 가장 정확한 방법 중 하나이다.이 방법의 정비에 많은 시간이 소비되었다.현재의 불확실성은 불과 5%에 근접하며, 이는 0.1 등급의 불확실성에 해당한다.

거리 측정의 노바에

노배는 초신성과 거의 같은 방법으로 은하계 밖의 거리를 유도할 수 있다.노바의 최대 매그니튜드와 가시광선이 두 등급 감소하는 시간 사이에는 직접적인 관계가 있습니다.이 관계는 다음과 같습니다.

서 x˙({ nova's mag의 시간 파생으로 처음 두 등급의 평균 감소율을 나타냅니다.

노바에 페이드 이후, 그것들은 가장 밝은 세페이드 변광성만큼 밝기 때문에, 두 기술 모두 최대 거리는 약 20 Mpc입니다.이 방법의 오차는 약 ±0.4의 불확실성을 생성한다.

구상 성단 광도 함수

먼 은하에서 처녀자리 은하단의 밝기와 구상성단(은하 할로겐에 위치)의 밝기를 비교하는 방법에 따르면 구상성단 밝기 함수는 약 20%(또는 0.4 등급)의 거리를 가지고 있습니다.

미국 천문학자 윌리엄 앨빈 바움은 처음에 먼 타원 은하를 측정하기 위해 구상 성단을 사용하려고 시도했습니다.그는 처녀자리 A 은하에서 가장 밝은 구상성단을 안드로메다 은하와 비교했는데, 이 성단의 광도는 모두 같다고 가정했습니다.Baum은 안드로메다까지의 거리를 알고 직접적인 상관관계를 가정하고 처녀자리 A의 거리를 추정했습니다.

바움은 하나의 구상 성단만을 사용했지만, 개별 구성은 종종 형편없는 표준 초입니다.캐나다 천문학자 르네 라신은 구상성단 광도 함수(GCLF)를 사용하면 더 나은 근사치를 얻을 수 있을 것으로 추정했다.규모 함수로서의 구상 성단의 수는 다음과 같이 계산됩니다.

여기0 m은 회전율, M0 처녀자리 은하단의 크기, 시그마는 1.4 mag까지의 분산입니다.

구상성단은 우주 에서 거의 같은 광도를 가진 것으로 추정됩니다.모든 은하에 적용되는 보편적인 구상성단 광도 함수는 없습니다.

행성상 성운 휘도 함수

GCLF 방법과 마찬가지로 멀리 떨어진 은하 내 행성상 성운에도 유사한 수치 분석을 사용할 수 있습니다.행성상 성운 광도 함수(PNLF)는 1970년대 후반 홀랜드 콜과 데이비드 제너에 의해 처음 제안되었습니다.이들은 모든 행성상 성운의 최대 고유 밝기는 모두 비슷할 수 있으며, 현재 M = -4.53으로 계산된다고 제안했다.따라서 이것은 은하계 밖의 거리를 결정하기 위한 잠재적인 표준 초가 될 것이다.

천문학자 George Howard Jacoby와 그의 동료들은 나중에 PNLF 함수가 다음과 같다고 제안했다.

여기서 N(M)은 절대 등급 M을 가진 행성상 성운의 수입니다.M*은 가장 밝은 성운과 같습니다.

표면휘도변동법

은하단

다음 방법은 은하의 전반적인 고유 특성을 다룹니다.이 방법들은 오류율은 다양하지만 일반적으로 더 로컬에서 적용되지만 100Mpc를 초과하는 거리를 추정할 수 있습니다.

표면밝기변동(SBF) 방법은 망원경에 CCD 카메라를 사용하는 장점을 활용합니다.은하의 표면 밝기의 공간적 변동 때문에, 이 카메라의 일부 픽셀은 다른 픽셀보다 더 많은 별을 포착할 것이다.다만, 거리가 길어질수록, 화상은 한층 더 부드러워집니다.이에 대한 분석은 은하의 거리와 직접 관련이 있는 픽셀 대 픽셀 변동의 크기를 나타냅니다.

시그마-D 관계

타원은하에서 사용되는 시그마-D 관계(또는 δ-D 관계)는 은하의 각지름(D)을 속도 분산과 관련짓습니다.이 방법을 이해하기 위해서는 D가 나타내는 것을 정확하게 기술하는 것이 중요합니다.더 정확히는 표면 밝기 수준인 20.75 B-mag−2 아크초까지의 은하의 각지름입니다.이 표면 밝기는 우리 은하로부터 실제 거리와는 별개입니다.대신, D는 은하의 거리에 반비례하며, d로 표현됩니다.따라서 이 관계는 표준 촛불을 사용하지 않습니다.오히려 D는 표준 자를 제공합니다.D와 δ의 관계는

여기서 C는 [46]은하단까지의 거리에 따라 달라지는 상수입니다.

이 방법은 아마도 툴리-피셔 방법의 범위를 초과하는 가장 강력한 은하 거리 계산기 방법 중 하나가 될 가능성이 있다.그러나 현재 타원은하는 세페이드와 같은 기술을 사용하여 이 방법을 보정하기에 충분히 밝지 않습니다.대신에, 보다 조잡한 방법으로 교정을 실시합니다.

오버랩과 스케일링

거리 사다리인 일련의 거리 표시기는 다른 은하와의 거리를 결정하기 위해 필요합니다.그 이유는 그러한 거리에서 인식하고 측정할 수 있을 정도로 밝은 물체는 매우 드물어서 근처에 거의 또는 전혀 존재하지 않기 때문에, 지표 보정을 위한 신뢰할 수 있는 삼각 시차를 가진 예는 너무 적기 때문이다.예를 들어, 인근 나선은하의 가장 좋은 지표 중 하나인 세페이드 변수는 아직 시차만으로는 만족스럽게 보정할 수 없지만, 가이아 우주 임무는 이제 이 특정 문제에 관여할 수 있습니다.이러한 상황은 다른 항성종족들이 일반적으로 모든 종류의 별을 가지고 있지 않다는 사실로 인해 더욱 복잡하다.특히 두족류는 수명이 짧은 거대한 별이기 때문에 별이 가장 최근에 형성된 곳에서만 발견될 것이다.따라서 타원은하는 일반적으로 큰 규모의 별 형성을 멈춘 지 오래이기 때문에 세페이드 은하를 가지지 않을 것입니다.대신, 나이든 항성군에서 출발한 거리 지표(예: novae 및 RR Lyrae 변광성)를 사용해야 한다.그러나 거문고자리 RR형 변광성은 세페이드형 변광성보다 밝지 않고, 새로운 은하를 예측할 수 없으며, 목표 은하에 충분한 새로운 은하를 모으기 위해서는 집중적인 모니터링 프로그램(그리고 그 프로그램 동안 행운)이 필요합니다.

우주 거리 사다리의 더 먼 단계는 더 가까운 단계에 따라 달라지기 때문에, 더 먼 단계는 체계적이고 통계적인 단계 모두에서 더 가까운 단계의 오류의 영향을 포함합니다.이러한 전파 오류의 결과는 천문학에서의 거리가 다른 과학에서의 측정과 같은 정밀도로 알려진 경우가 거의 없고, 더 먼 유형의 물체에 대해서는 정밀도가 반드시 낮다는 것을 의미합니다.

특히 가장 밝은 표준 촛불에 대한 또 다른 관심사는 그 "표준성"입니다. 즉, 물체가 진정한 절대 크기에서 얼마나 균질한가 하는 것입니다.이러한 다른 표준 촛불의 경우, 균질성은 별과 은하의 형성진화에 관한 이론에 기초하고 있으며, 따라서 이러한 측면에서도 불확실성의 영향을 받습니다.가장 밝은 거리 지표인 Ia형 초신성의 경우, 이 균질성은 낮은[47][clarification needed] 것으로 알려져 있다. 그러나 다른 어떤 종류의 물체도 그렇게 먼 거리에서 검출될 만큼 밝지 않기 때문에 이 등급은 단순히 실제 대안이 없기 때문에 유용하다.

은하가 우리로부터 멀어지는 거리와 속도의 비례 관계인 허블의 법칙의 관측 결과는 우주 거리 사다리의 산물입니다.에드윈 허블은 희미한 은하들이 더 붉은 편이를 보인다는 것을 관찰했다.허블 상수의 값을 발견한 것은 은하 적색편이의 측정치를 모으고 거리 사다리의 단계를 보정하는 많은 천문학자들의 수십 년 노력의 결과입니다.허블의 법칙은 개별 거리 표시기가 보이지 않는 퀘이사와 멀리 있는 은하의 거리를 추정하기 위한 주요 수단입니다.

「 」를 참조해 주세요.

각주

  1. ^ 신호가 개별 질량에 따라 별도로 달라지는 경우, 가장 낮은 순서의 신호에는 고유의 음량을 추론하기에 충분한 관측 가능한 정보가 없을 것이다.따라서 질량 사이의 이러한 퇴화는 음량 측정에 매우 중요하지만, 이는 우연이 아닙니다.그것은 아인슈타인의 일반 상대성 [18]이론에서 무중력의 본질에 근본적인 기원을 두고 있다.

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참고 문헌

외부 링크