Odległość do Wielkiego Obłoku Magellana znana z dokładnością do 2%
8 Lut 2016r. w Galaktyki napisał/a Paulina KarczmarekWielki Obłok Magellana jest najlepiej poznanym obiektem południowego nieba. Jest jedną z najbliższych nam galaktyk, jednocześnie obfitującą w imponującą liczbę tzw. świec standardowych, czyli szczególnych typów gwiazd, które służą do mierzenia odległości. Dysponując tak wzorowymi warunkami wyznaczenia odległości do Wielkiego Obłoku Magellana, aż dziw bierze, że astronomowie dopiero 3 lata temu ogłosili ten wynik z precyzją na poziomie 2%.
Wielki Obłok Magellana (ang. Large Magellanic Cloud, LMC) stanowi dla astronomów istny arsenał ,,świec standardowych''. Świecą standardową jest każda gwiazda, która świeci w znany i przewidywalny sposób. Świecą standardową jest też każdy rozciągły obiekt na niebie (na przykład gromada kulista), który ma znany i niezmienny rozmiar. Świece standardowe są odpowiednikiem miary długości. Dla przykładu, gdy idziemy nocą wzdłuż oświetlonej latarniami ulicy, przyjmujemy za oczywistość, że każda latarnia ma tę samą jasność oraz tę samą wysokość. Jednocześnie widzimy, że latarnie wzdłuż ulicy stają się słabsze i mniejsze. Oczywiście jest to tylko złudzenie, a to co sprawia że latarnie zmieniają w naszych oczach swój rozmiar i jasność to właśnie rosnąca odległość. Jeśli znamy fabryczną jasność lub bezwzględną wysokość latarni, możemy określić jak daleko każda z latarni się od nas znajduje, wyznaczając różnicę pomiędzy ich jasnością/wysokością obserwowaną a prawdziwą, ,,absolutną''. Może się też zdarzyć, że mgła osłabi dodatkowo światło bardziej odległych latarni i wówczas musimy wziąć poprawkę na obecność mgły, by prawidłowo ocenić odległość.
Analogicznie, kosmiczne świece standardowe służą do wyznaczania odległości do galaktyk, w których się znajdują. W jednej galaktyce często obserwujemy wiele różnych świec standardowych (jak i podczas nocnego spaceru widujemy różne latarnie, od różnych producentów). Nieunikniona jest także ,,kosmiczna mgła'' - materia międzygwiazdowa, której wpływ jest dokładnie studiowany i rutynowo uwzględniany przy precyzyjnym wyznaczaniu odległości.
Świece standardowe. Obiekty bliżej zdają się większe/jaśniejsze niż obiekty dalej, mimo iż ich jasność i rozmiar są te same. Tę własność wykorzystuje się do wyznaczania kosmicznych odległości.
Źródło: NASA/JPL-Caltech
Pierwsze próby wyznaczenia odległości do LMC miały miejsce w 1920 roku w ramach Wielkiej Debaty Shapley-Curtis. Wówczas było już wiadomo, że w LMC znajdują się gwiazdy zmienne Cefeidy, które w charakterystyczny, regularny i periodyczny sposób zmieniają swoją jasność: im dłuższy okres pulsacji takiej gwiazdy, tym większa jej średnia jasność.
Po lewej: schematyczny rysunek przedstawiający krzywą blasku Cefeidy. Czas, który mija pomiędzy kolejnymi maksimami jasności to okres pulsacji. Po prawej: również schematycznie przedstawiona zależność okres-jasność. Średnia jasność Cefeidy zależy od jej okresu pulsacji - im dłuższy okres pulsacji, tym większa średnia jasność.
Począwszy od lat 20. XX wieku roku aż do dnia dzisiejszego, wykonano ponad 800 udokumentowanych pomiarów odległości do LMC z pomocą takich świec standardowych jak: Cefeidy, gwiazdy typu RR Lyrae, gwiazdy Red Clump, Miry, gwiazdy Nowe i Supernowe, i inne. Niestety, wszystkie te metody wyznaczania odległości składają się z kilku do kilkunastu etapów, a na każdym etapie należy dokonać pewnych założeń i uproszczeń; do tego na każdym etapie natrafiamy na błędy i niepewności pomiarów lub przyjętych założeń. Właśnie te błędy i niepewności kumulują się z etapu na etap i w efekcie mogą swą wielkością przyćmić wyznaczoną odległość. Najkorzystniejszym rozwiązaniem jest więc zminimalizować liczbę kroków potrzebnych do wyznaczenia odległości, a w ramach każdego kroku generować możliwie małe błędy. Czyli w skrócie: im mniej kroków ma metoda, tym lepiej i dokładniej wyznacza odległość. W tym rozumieniu, najlepsze spośród wszystkich metod wyznaczania odległości są metody geometryczne, wykorzystujące niewiele więcej niż podstawowe działania matematyczne. Te rygorystyczne wymogi są spełnione przez jedną szczególnie prostą metodę. Ta metoda właśnie posłużyła do wyznaczenia odległości do LMC z precyzją 2%.
Rysunek poniżej pokazuje jak ta metoda działa. Odległość d wyznaczana jest z trygonometrii (małych kątów), jeśli tylko znany jest promień gwiazdy r oraz jej rozmiar kątowy ,,phi''
Trójkąt prostokątny. Stosunek rozmiaru liniowego (promienia gwiazdy) r do jej rozmiaru kątowego phi daje w wyniku odległość do gwiazdy d.
Pozostaje tylko pytanie, jak wyznaczyć jednocześnie rozmiary liniowe i kątowe gwiazdy? Odpowiedzią są gwiazdy zaćmieniowe.
Dwie gwiazdy stanowiące układ podwójny okrążają się nawzajem (precyzyjniej mówiąc, okrążają wspólny środek masy), a jeśli robią to na płaszczyźnie tak szczęśliwie ukierunkowanej do obserwatora, że raz na jakiś czas jedna gwiazda przesłania drugą i na odwrót, wówczas jest to układ zaćmieniowy. Układy podwójne zaćmieniowe są nieocenionym narzędziem pracy astronomów, pozwalają bowiem określić rozmiary i jasności obu składników układu. A stąd już tylko jeden krok do wyznaczenia odległości... Ale po kolei.
Układ podwójny zaćmieniowy - wizja artystyczna
Źródło: ESO
Układy zaćmieniowe można obserwować na dwa główne sposoby: fotometrycznie oraz spektroskopowo. W pierwszym przypadku robimy po prostu zdjęcie, tylko że w konkretnym filtrze, który przepuszcza światło z konkretnego zakresu widma. W drugim przypadku zbieramy całe widmo gwiazdy, od niebieskiej części, przez widzialną, aż do podczerwieni. Gdy obserwacji jest wiele, z fotometrii otrzymuje się krzywą zmian blasku (w danym filtrze), ze spektroskopii - krzywą prędkości radialnych.
Na górze: krzywa zmian blasku, widoczne są zaćmienia, okres orbitalny wynosi prawie 190 dni. Na dole: krzywa prędkości radialnych, analiza linii widmowych ukazuje ruch składników układu wokół środka masy. Wykres został zaczarpnięty z publikacji [1].
Informacje z obu tych krzywych pozwalają wyznaczyć promień każdej z gwiazd układu podwójnego z dokładnością do 1% [2]. Taka dokładność jest przeważnie niemożliwa do osiągnięcia dla gwiazd pojedynczych (dla dociekliwych wspomnę o metodzie Baade-Wesselinka, która sprawdza się przy gwiazdach pulsujących) i to właśnie świadczy o wyjątkowości zaćmieniowych układów podwójnych.
Gdy mamy już rozmiar liniowy gwiazdy z obserwacji fotometrycznych i spektroskopowych, potrzebujemy jej rozmiaru kątowego. Szerokość kątową Słońca można z łatwością zmierzyć jako średnicę jego tarczy (wynosi ona troszkę ponad pół stopnia kątowego - mniej więcej tyle samo co rozmiar kątowy Księżyca, który choć jest mniejszy, to jest jednak bliżej). Lecz jak wyznaczyć rozmiary kątowe gwiazd w LMC, które jawią się na niebie jako punkty, nawet gdy obserwowane przez największe teleskopy? Z pomocą przychodzi interferometria. Zespół teleskopów prowadzących jednocześnie obserwacje jednego obiektu to właśnie interferometr. Teleskopy mogą być specjalnie budowane na potrzeby interferometrii (MARK III, NPOI, ALMA, VLA), mogą też od czasu do czasu współpracować w trybie interferometrycznym (na przykład projekt VLBI, w którym uczestniczy polski 32-metrowy radioteleskop RT-4 w Piwnicach k. Torunia). Wówczas tworzą kompleks instrumentów, które działają niczym jeden teleskop. Średnica zwierciadła (czy też czaszy) takiego wirtualnego teleskopu równa jest odległości między najdalszymi teleskopami.
Interferometry są więc potężnymi narzędziami astronomicznymi, których zdolność rozdzielcza pozwala dostrzec tarcze odległych gwiazd, a tym samym wyznaczyć ich jasność powierzchniową, a z niej rozmiar kątowy gwiazdy. Niestety gwiazdy z LMC są zbyt daleko, by wyznaczyć ich jasności powierzchniowe, nawet w pomocą największych interferometrów. Lecz astronomowie zauważyli, że jasność powierzchniowa jest powiązana z temperaturą powierzchniową gwiazdy, a temperatura z kolorem gwiazdy. Pamiętamy, że astronomia przeciwstawia się intuicji hydraulicznej, i czerwony to chłodny, a niebieski to gorący kolor.
Zależność jasność powierzchniowa-kolor jest obecnie świetnie wyznaczona i pozostawia mało miejsca na popełnienie błędu (dokładność lepsza niż 2%), szczególnie dla chłodnych, czerwonych gwiazd [3]. Kolor określa się z porównania jasności gwiazdy w dwóch filtrach: wizualnym oraz podczerwonym. Jeśli gwiazda jaśniejsza jest w filtrze podczerwonym niż wizualnym, ma kolor czerwony i jest chłodna. A gdy jest chłodna, jej jasność powierzchniowa oraz rozmiar kątowy są dokładnie znane.
Teraz gdy mamy rozmiar liniowy oraz rozmiar kątowy gwiazdy, ostatnim etapem jest wykonanie dzielenia. I tak właśnie, w kilku prostych krokach, w 2012 roku zespół Araucarii wyznaczył odległość do Wielkiego Obłoku Magellana, równą 49.97 +/- 2.30 tys. parseków, pozostawiając jedynie 2% niepewności [1].
Oczywiście sama idea zastosowania zaćmieniowych układów podwójnych jako świec standardowych nie jest wcale nowa. Od przeszło stu lat jest stosowana i udoskonalana. Dlaczego więc tyle czasu zajęło astronomom precyzyjne wyznaczenie odległości do Wielkiego Obłoku Magellana tą metodą? Powodów było kilka, dokładnie osiem. Chodzi o osiem doskonałych zaćmieniowych układów podwójnych w LMC. Każdy z tych układów posłużył do niezależnego wyznaczenia odległości, aby następnie uśrednić wynik minimalizując błędy do 2%. Zanim jednak grupa doskonałych ośmiu gwiazd podwójnych została skompletowana, należało odrzucić dziesiątki innych mniej obiecujących kandydatek, na przykład takich ze zbyt płytkimi zaćmieniami, zbyt gorących, zbyt słabych, ze zbyt eliptyczną orbitą. Te kandydatki z kolei należało odfiltrować z olbrzymiej bazy danych wszystkich zaobserwowanych obiektów w Wielkim Obłoku Magellana w trakcie trwania projektu OGLE. Powodem tak długiego oczekiwania była więc ambicja dotarcia do granicy dokładności i precyzji, na jaką pozwala współczesna wiedza i aparatura.
Czy to znaczy, że tyle wcześniejszych wyznaczeń odległości do LMC dało niedokładne, a przez to nieprzydatne wyniki? Absolutnie nie! Każda kolejna praca na temat wyznaczenia odległości do LMC jest ważna, bo wnosi do nauki coś nowego. Często prezentuje sposób na osiągnięcie większej precyzji i dokładności, czasem udoskonala metodę wyznaczania odległości lub pokazuje innowacyjne jej zastosowanie, niekiedy wskazuje jakich praktyk lepiej się wystrzegać. Praca opublikowana przez zespół Araucarii nie zaistniałaby, gdyby nie wysiłek wielu grup naukowych, zarówno tych, z którymi Araucaria współpracowała, jak i tych z którymi rywalizowała.
Wyznaczenie odległości do LMC z dokładnością 2% nie ma precedensu. Lecz ma już kontynuację. W 2014 wyznaczono odległość do Małego Obłoku Magellana z dokładnością na tym samym poziomie, bo korzystając z tej samej metody [4]. Wraz z rozwojem technologii budowy olbrzymich teleskopów zdolnych zaobserwować słabsze i bardziej odległe układy podwójne, wyznaczymy odległości do pozostałych sąsiadujących z Drogą Mleczną galaktyk.
Praca Araucarii pozwoliła na zredukowanie niepewności odległości do LMC z 5% do 2%. Ale po co znać tę odległość tak dokładnie? Wielki Obłok Magellana obfituje w różnorodne świece standardowe, jak Cefeidy z dobrze określoną zależnością okres-jasność. Lecz jest wiele innych świec standardowych, które czekają na lepszą, dokładniejszą kalibrację. Teraz, gdy znamy do nich odległość z niepewnością na poziomie 2%, z tą samą precyzją możemy badać ich własności, w szczególności jasność, i odkrywać różne zależności dotąd będące poniżej progu detekcji. Te precyzyjnie skalibrowane świece standardowe, gdy zaobserwowane poza Obłokami Magellana, umożliwią zmniejszenie niepewności do 2% przy wyznaczaniu odległości do pozostałych zakątków Wszechświata oraz dokładniejsze wyznaczanie kosmologicznych parametrów, takich jak stała Hubble'a. Stała Hubble'a jest swoistym Świętym Graalem astronomii, bo jej wartość ściśle odzwierciedla aktualny stan i losy Wszechświata. Jak ściśle? Na tyle, na ile pozwala margines błędu.
Informacje o autorze:
Paulina Karczmarek
Obserwatorium Astronomiczne Uniwersytetu Warszawskiego,
Al. Ujazdowskie 4, 00-478 Warszawa
[1] An eclipsing binary distance to the Large Magellanic Cloud accurate to 2 per cent, Grzegorz Pietrzyński i in. (2013), LINK
[2] Detached eclipsing binaries as primary distance and age indicators, Bohdan Paczyński (1996), LINK
[3] Predicting accurate stellar angular diameters by the near-infrared surface brightness technique, Paolo Di Benedetto (2005), LINK
[4] The Araucaria Project. The Distance to the Small Magellanic Cloud from Late-type Eclipsing Binaries, Dariusz Graczyk i in. (2014), LINK
Analogicznie, kosmiczne świece standardowe służą do wyznaczania odległości do galaktyk, w których się znajdują. W jednej galaktyce często obserwujemy wiele różnych świec standardowych (jak i podczas nocnego spaceru widujemy różne latarnie, od różnych producentów). Nieunikniona jest także ,,kosmiczna mgła'' - materia międzygwiazdowa, której wpływ jest dokładnie studiowany i rutynowo uwzględniany przy precyzyjnym wyznaczaniu odległości.
Świece standardowe. Obiekty bliżej zdają się większe/jaśniejsze niż obiekty dalej, mimo iż ich jasność i rozmiar są te same. Tę własność wykorzystuje się do wyznaczania kosmicznych odległości.
Źródło: NASA/JPL-Caltech
Pierwsze próby wyznaczenia odległości do LMC miały miejsce w 1920 roku w ramach Wielkiej Debaty Shapley-Curtis. Wówczas było już wiadomo, że w LMC znajdują się gwiazdy zmienne Cefeidy, które w charakterystyczny, regularny i periodyczny sposób zmieniają swoją jasność: im dłuższy okres pulsacji takiej gwiazdy, tym większa jej średnia jasność.
Po lewej: schematyczny rysunek przedstawiający krzywą blasku Cefeidy. Czas, który mija pomiędzy kolejnymi maksimami jasności to okres pulsacji. Po prawej: również schematycznie przedstawiona zależność okres-jasność. Średnia jasność Cefeidy zależy od jej okresu pulsacji - im dłuższy okres pulsacji, tym większa średnia jasność.
Począwszy od lat 20. XX wieku roku aż do dnia dzisiejszego, wykonano ponad 800 udokumentowanych pomiarów odległości do LMC z pomocą takich świec standardowych jak: Cefeidy, gwiazdy typu RR Lyrae, gwiazdy Red Clump, Miry, gwiazdy Nowe i Supernowe, i inne. Niestety, wszystkie te metody wyznaczania odległości składają się z kilku do kilkunastu etapów, a na każdym etapie należy dokonać pewnych założeń i uproszczeń; do tego na każdym etapie natrafiamy na błędy i niepewności pomiarów lub przyjętych założeń. Właśnie te błędy i niepewności kumulują się z etapu na etap i w efekcie mogą swą wielkością przyćmić wyznaczoną odległość. Najkorzystniejszym rozwiązaniem jest więc zminimalizować liczbę kroków potrzebnych do wyznaczenia odległości, a w ramach każdego kroku generować możliwie małe błędy. Czyli w skrócie: im mniej kroków ma metoda, tym lepiej i dokładniej wyznacza odległość. W tym rozumieniu, najlepsze spośród wszystkich metod wyznaczania odległości są metody geometryczne, wykorzystujące niewiele więcej niż podstawowe działania matematyczne. Te rygorystyczne wymogi są spełnione przez jedną szczególnie prostą metodę. Ta metoda właśnie posłużyła do wyznaczenia odległości do LMC z precyzją 2%.
Rysunek poniżej pokazuje jak ta metoda działa. Odległość d wyznaczana jest z trygonometrii (małych kątów), jeśli tylko znany jest promień gwiazdy r oraz jej rozmiar kątowy ,,phi''
d=r/phi.
Trójkąt prostokątny. Stosunek rozmiaru liniowego (promienia gwiazdy) r do jej rozmiaru kątowego phi daje w wyniku odległość do gwiazdy d.
Pozostaje tylko pytanie, jak wyznaczyć jednocześnie rozmiary liniowe i kątowe gwiazdy? Odpowiedzią są gwiazdy zaćmieniowe.
Dwie gwiazdy stanowiące układ podwójny okrążają się nawzajem (precyzyjniej mówiąc, okrążają wspólny środek masy), a jeśli robią to na płaszczyźnie tak szczęśliwie ukierunkowanej do obserwatora, że raz na jakiś czas jedna gwiazda przesłania drugą i na odwrót, wówczas jest to układ zaćmieniowy. Układy podwójne zaćmieniowe są nieocenionym narzędziem pracy astronomów, pozwalają bowiem określić rozmiary i jasności obu składników układu. A stąd już tylko jeden krok do wyznaczenia odległości... Ale po kolei.
Układ podwójny zaćmieniowy - wizja artystyczna
Źródło: ESO
Układy zaćmieniowe można obserwować na dwa główne sposoby: fotometrycznie oraz spektroskopowo. W pierwszym przypadku robimy po prostu zdjęcie, tylko że w konkretnym filtrze, który przepuszcza światło z konkretnego zakresu widma. W drugim przypadku zbieramy całe widmo gwiazdy, od niebieskiej części, przez widzialną, aż do podczerwieni. Gdy obserwacji jest wiele, z fotometrii otrzymuje się krzywą zmian blasku (w danym filtrze), ze spektroskopii - krzywą prędkości radialnych.
Na górze: krzywa zmian blasku, widoczne są zaćmienia, okres orbitalny wynosi prawie 190 dni. Na dole: krzywa prędkości radialnych, analiza linii widmowych ukazuje ruch składników układu wokół środka masy. Wykres został zaczarpnięty z publikacji [1].
Informacje z obu tych krzywych pozwalają wyznaczyć promień każdej z gwiazd układu podwójnego z dokładnością do 1% [2]. Taka dokładność jest przeważnie niemożliwa do osiągnięcia dla gwiazd pojedynczych (dla dociekliwych wspomnę o metodzie Baade-Wesselinka, która sprawdza się przy gwiazdach pulsujących) i to właśnie świadczy o wyjątkowości zaćmieniowych układów podwójnych.
Gdy mamy już rozmiar liniowy gwiazdy z obserwacji fotometrycznych i spektroskopowych, potrzebujemy jej rozmiaru kątowego. Szerokość kątową Słońca można z łatwością zmierzyć jako średnicę jego tarczy (wynosi ona troszkę ponad pół stopnia kątowego - mniej więcej tyle samo co rozmiar kątowy Księżyca, który choć jest mniejszy, to jest jednak bliżej). Lecz jak wyznaczyć rozmiary kątowe gwiazd w LMC, które jawią się na niebie jako punkty, nawet gdy obserwowane przez największe teleskopy? Z pomocą przychodzi interferometria. Zespół teleskopów prowadzących jednocześnie obserwacje jednego obiektu to właśnie interferometr. Teleskopy mogą być specjalnie budowane na potrzeby interferometrii (MARK III, NPOI, ALMA, VLA), mogą też od czasu do czasu współpracować w trybie interferometrycznym (na przykład projekt VLBI, w którym uczestniczy polski 32-metrowy radioteleskop RT-4 w Piwnicach k. Torunia). Wówczas tworzą kompleks instrumentów, które działają niczym jeden teleskop. Średnica zwierciadła (czy też czaszy) takiego wirtualnego teleskopu równa jest odległości między najdalszymi teleskopami.
Interferometry są więc potężnymi narzędziami astronomicznymi, których zdolność rozdzielcza pozwala dostrzec tarcze odległych gwiazd, a tym samym wyznaczyć ich jasność powierzchniową, a z niej rozmiar kątowy gwiazdy. Niestety gwiazdy z LMC są zbyt daleko, by wyznaczyć ich jasności powierzchniowe, nawet w pomocą największych interferometrów. Lecz astronomowie zauważyli, że jasność powierzchniowa jest powiązana z temperaturą powierzchniową gwiazdy, a temperatura z kolorem gwiazdy. Pamiętamy, że astronomia przeciwstawia się intuicji hydraulicznej, i czerwony to chłodny, a niebieski to gorący kolor.
Zależność jasność powierzchniowa-kolor jest obecnie świetnie wyznaczona i pozostawia mało miejsca na popełnienie błędu (dokładność lepsza niż 2%), szczególnie dla chłodnych, czerwonych gwiazd [3]. Kolor określa się z porównania jasności gwiazdy w dwóch filtrach: wizualnym oraz podczerwonym. Jeśli gwiazda jaśniejsza jest w filtrze podczerwonym niż wizualnym, ma kolor czerwony i jest chłodna. A gdy jest chłodna, jej jasność powierzchniowa oraz rozmiar kątowy są dokładnie znane.
Teraz gdy mamy rozmiar liniowy oraz rozmiar kątowy gwiazdy, ostatnim etapem jest wykonanie dzielenia. I tak właśnie, w kilku prostych krokach, w 2012 roku zespół Araucarii wyznaczył odległość do Wielkiego Obłoku Magellana, równą 49.97 +/- 2.30 tys. parseków, pozostawiając jedynie 2% niepewności [1].
Oczywiście sama idea zastosowania zaćmieniowych układów podwójnych jako świec standardowych nie jest wcale nowa. Od przeszło stu lat jest stosowana i udoskonalana. Dlaczego więc tyle czasu zajęło astronomom precyzyjne wyznaczenie odległości do Wielkiego Obłoku Magellana tą metodą? Powodów było kilka, dokładnie osiem. Chodzi o osiem doskonałych zaćmieniowych układów podwójnych w LMC. Każdy z tych układów posłużył do niezależnego wyznaczenia odległości, aby następnie uśrednić wynik minimalizując błędy do 2%. Zanim jednak grupa doskonałych ośmiu gwiazd podwójnych została skompletowana, należało odrzucić dziesiątki innych mniej obiecujących kandydatek, na przykład takich ze zbyt płytkimi zaćmieniami, zbyt gorących, zbyt słabych, ze zbyt eliptyczną orbitą. Te kandydatki z kolei należało odfiltrować z olbrzymiej bazy danych wszystkich zaobserwowanych obiektów w Wielkim Obłoku Magellana w trakcie trwania projektu OGLE. Powodem tak długiego oczekiwania była więc ambicja dotarcia do granicy dokładności i precyzji, na jaką pozwala współczesna wiedza i aparatura.
Czy to znaczy, że tyle wcześniejszych wyznaczeń odległości do LMC dało niedokładne, a przez to nieprzydatne wyniki? Absolutnie nie! Każda kolejna praca na temat wyznaczenia odległości do LMC jest ważna, bo wnosi do nauki coś nowego. Często prezentuje sposób na osiągnięcie większej precyzji i dokładności, czasem udoskonala metodę wyznaczania odległości lub pokazuje innowacyjne jej zastosowanie, niekiedy wskazuje jakich praktyk lepiej się wystrzegać. Praca opublikowana przez zespół Araucarii nie zaistniałaby, gdyby nie wysiłek wielu grup naukowych, zarówno tych, z którymi Araucaria współpracowała, jak i tych z którymi rywalizowała.
Wyznaczenie odległości do LMC z dokładnością 2% nie ma precedensu. Lecz ma już kontynuację. W 2014 wyznaczono odległość do Małego Obłoku Magellana z dokładnością na tym samym poziomie, bo korzystając z tej samej metody [4]. Wraz z rozwojem technologii budowy olbrzymich teleskopów zdolnych zaobserwować słabsze i bardziej odległe układy podwójne, wyznaczymy odległości do pozostałych sąsiadujących z Drogą Mleczną galaktyk.
Praca Araucarii pozwoliła na zredukowanie niepewności odległości do LMC z 5% do 2%. Ale po co znać tę odległość tak dokładnie? Wielki Obłok Magellana obfituje w różnorodne świece standardowe, jak Cefeidy z dobrze określoną zależnością okres-jasność. Lecz jest wiele innych świec standardowych, które czekają na lepszą, dokładniejszą kalibrację. Teraz, gdy znamy do nich odległość z niepewnością na poziomie 2%, z tą samą precyzją możemy badać ich własności, w szczególności jasność, i odkrywać różne zależności dotąd będące poniżej progu detekcji. Te precyzyjnie skalibrowane świece standardowe, gdy zaobserwowane poza Obłokami Magellana, umożliwią zmniejszenie niepewności do 2% przy wyznaczaniu odległości do pozostałych zakątków Wszechświata oraz dokładniejsze wyznaczanie kosmologicznych parametrów, takich jak stała Hubble'a. Stała Hubble'a jest swoistym Świętym Graalem astronomii, bo jej wartość ściśle odzwierciedla aktualny stan i losy Wszechświata. Jak ściśle? Na tyle, na ile pozwala margines błędu.
Informacje o autorze:
Paulina Karczmarek
Obserwatorium Astronomiczne Uniwersytetu Warszawskiego,
Al. Ujazdowskie 4, 00-478 Warszawa
Literatura w języku angielskim:
[1] An eclipsing binary distance to the Large Magellanic Cloud accurate to 2 per cent, Grzegorz Pietrzyński i in. (2013), LINK
[2] Detached eclipsing binaries as primary distance and age indicators, Bohdan Paczyński (1996), LINK
[3] Predicting accurate stellar angular diameters by the near-infrared surface brightness technique, Paolo Di Benedetto (2005), LINK
[4] The Araucaria Project. The Distance to the Small Magellanic Cloud from Late-type Eclipsing Binaries, Dariusz Graczyk i in. (2014), LINK
Komentarze użytkowników
( DODAJ SWÓJ )
Nikt jeszcze nie napisał komentarza do tego materiału.Napisz komentarz
Odpowiedz na pytanie zadane w sondzie.
Zjawiska oraz wydarzenia w nadchodzącym miesiącu.
Zagłosuj lub zgłoś swoją stronę.
Ostatnio pisaliście:
Twoje Imię
14.12.2018, 11:57