Najdokładniejszy pomiar odległości do LMC
Wielki Obłok Magellana jest najlepiej poznanym obiektem południowego nieba. Aż trudno uwierzyć, że dopiero trzy lata temu astronomowie określili odległość do tej galaktyki z dokładnością na poziomie 2%.

Widok Drogi Mlecznej po kolizji z Andromedą
Astronomowie z NASA ogłosili, że są w stanie z dużą dokładnością przewidzieć, jak kosmiczna kolizja Drogi Mlecznej z Andromedą może wpłynąć nie tylko na samą Galaktykę, ale i na nasz Układ Słoneczny.

       Już w roku 1906 E. Hertzsprung zwrócił uwagę na to, że natężenia linii zjonizowanego strontu ulega zmianom w stosunku do innych linii znajdujących zastosowanie w klasyfikacji widm gwiazdowych, przy czym zmiany te są zależne od stopnia całkowitej światłości L gwiazd. Właściwość tę zauważyli w roku 1914 astronomowie W. S. Adams i A. Kohlschutter z obserwatorium na Mount Wilson. Na podstawie obserwacji stwierdzili oni, że jeszcze inne linie absorpcyjne zmieniają swe natężenie, zależnie od wielkości absolutnych gwiazd.
       Z zależności tej, wyprowadzonej przy założeniu, że przestrzeń międzygwiazdowa jest całkowicie przezroczysta, widzimy, że jeżeli znamy wielkość absolutną gwiazd M i jej wielkość obserwowaną (widomą) m, to możemy obliczyć jej odległość D. Na podstawie znanych wielkości absolutnych gwiazd, dla których wyznaczane były paralaksy trygonometryczne, Adams i Kohlschutter zdołali otrzymać empiryczne krzywe kalibracyjne charakteryzujące stosunki natężeń linii absorpcyjnych, zmieniające się wraz z wielkością absolutną gwiazdy, w porównaniu z natężeniami innych linii niezależnych od tych wielkości. Krzywe te w zastosowaniu do widm gwiazd o nieznanych odległościach dają możność wyznaczenia M, co przy znanej wielkości widomej m pozwala na obliczenie D lub paralaksy gwiazdy. π_o = 1/D. Otrzymywane tą drogą paralaksy otrzymały nazwę spektralnych (lub spektroskopowych).

       Paralaksy spektralne można wyznaczyć dla wszystkich tych gwiazd, które są dostatecznie jasne, aby w ich widmie mogły być oceniane stosunki natężeń linii absorpcyjnych służących do wyznaczania wielkości absolutnych. Metoda paralaks spektralnych stanowi przeto znaczne rozszerzenie sposobu wyznaczania odległości gwiazd w porównaniu z metodami trygonometrycznymi. Dokładność wyznaczania paralaks spektralnych zależy od dokładności, z jaką możemy obliczyć wielkości absolutne gwiazd. Znane są liczne metody wyznaczania wielkości absolutnych gwiazd. W szczególności, bardzo pomocne przy wyznaczaniu wielkości absolutnych gwiazd są kryteria służące do wyznaczania klasy światłości w układzie klasyfikacyjnym M-K widm gwiazdowych. Również klasyfikacja Chalonge’a daje możność wydzielania gwiazd o określonych wielkościach absolutnych. Błąd średni paralaksy spektralnej wynosi około 20% jej wartości, podczas gdy błąd średni paralaksy trygonometrycznej jest rzędu +- 0”,01. A więc dla gwiazd, których paralaksy są mniejsze od 0”.05, czyli ich odległość jest większa od 20 parseków, dokładniej określamy odległość metodą paralaks spektralnych niż metodą paralaks trygonometrycznych.

Referencje:
Eugeniusz Rybka: "Astronomia Ogólna" wyd. VI

Komentarze użytkowników

Nikt jeszcze nie napisał komentarza do tego materiału.

Napisz komentarz

Odpowiedz na pytanie zadane w sondzie.

Za co lubicie AVN? Wiadomości
Artykuły popularnonaukowe
TZMA
Grafikę serwisu
Pokazy nieba

Ostatnio pisaliście: