سلم المسافات الكونية

📅 آخر تحديث: ٤ أغسطس ٢٠٢٦
✍️ نُشر في: ٤ أغسطس ٢٠٢٦
📷 يحتوي على 27 صور
الموسوعة الحرة

سلم المسافات الكونية ( المعروف أيضًا باسم مقياس المسافة خارج المجرة ) هو سلسلة من الطرق التي يستخدمها علماء الفلك لتحديد المسافات إلى الأجرام السماوية . ولا يمكن قياس المسافة المباشرة لجسم فلكي إلا للأجرام "القريبة بما فيه الكفاية" (في حدود ألف فرسخ فلكي أو(3 × 10^ 16 كم) إلى الأرض. تعتمد جميع تقنيات تحديد المسافات إلى الأجسام البعيدة على ارتباطات مُقاسة بين الطرق التي تعمل على المسافات القريبة والطرق التي تعمل على المسافات البعيدة. وتعتمد عدة طرق على شمعة معيارية ، وهي جسم فلكي ذو إضاءة معروفة .

ينشأ تشبيه السلم لأن أي تقنية بمفردها لا تستطيع قياس المسافات في جميع النطاقات التي تُصادف في علم الفلك. بدلاً من ذلك، يمكن استخدام طريقة لقياس المسافات القريبة، وأخرى لقياس المسافات القريبة والمتوسطة، وهكذا. كل درجة من درجات السلم المجازي تُقدّم معلومات يمكن استخدامها لتحديد المسافات في الدرجة الأعلى التالية.

القياس المباشر

يُظهر تمثال "عالم الفلك" استخدام اختلاف المنظر لقياس المسافة. وهو مصنوع من أجزاء من تلسكوب ييل-كولومبيا الانكساري (1924) الذي تضرر عندما أتت حرائق غابات كانبرا عام 2003 على مرصد جبل ستروملو ؛ في كويستاكون ، كانبرا . [ 1 ]

في قاعدة سلم القياسات توجد قياسات المسافات الأساسية ، حيث تُحدد المسافات مباشرةً دون أي افتراضات فيزيائية حول طبيعة الجسم المدروس. ويُعدّ القياس الدقيق لمواقع النجوم جزءًا من علم الفلك القياسي . وقد تمكّن الإغريق القدماء من تقدير المسافات الأساسية المبكرة - مثل أنصاف أقطار الأرض والقمر والشمس، والمسافات بينها - بدقة عالية باستخدام تقنيات بسيطة للغاية . [ 2 ]

الوحدة الفلكية

تعتمد قياسات المسافة المباشرة على الوحدة الفلكية (AU)، والتي تساوي149 597 870 700  م [ 3 ] وتاريخيًا تم تصوره على أنه متوسط ​​المسافة بين الأرض والشمس .

توفر قوانين كبلر نسبًا دقيقة لأحجام مدارات الأجسام التي تدور حول الشمس، لكنها لا توفر قياسًا للحجم الكلي لنظام المدار. يُستخدم الرادار لقياس المسافة بين مدار الأرض ومدار جسم آخر. ومن هذا القياس ونسبة حجمي المدارين، يُحسب حجم مدار الأرض. يُعرف مدار الأرض بدقة مطلقة تبلغ بضعة أمتار ودقة نسبية تبلغ بضعة أجزاء من مئة مليار.1 × 10 −11 ).

تاريخياً، كانت رصدات عبور كوكب الزهرة حاسمة في تحديد الوحدة الفلكية؛ وفي النصف الأول من القرن العشرين، كانت رصدات الكويكبات مهمة أيضاً. أما الآن، فيتم تحديد مدار الأرض بدقة عالية باستخدام قياسات الرادار للمسافات إلى كوكب الزهرة والكواكب والكويكبات القريبة الأخرى، [ 4 ] ومن خلال تتبع المركبات الفضائية بين الكواكب في مداراتها حول الشمس عبر النظام الشمسي .

اختلاف المنظر

حركة التزيح النجمي ناتجة عن التزيح السنوي. نصف زاوية الذروة هي زاوية التزيح.
تمثل النقاط الزرقاء (على اليسار) موقع الراصد. وبرسم خط مستقيم باتجاه النجم (على اليمين) من مواقع مختلفة وقياس الزاوية المتكونة بين الخطين (α)، يستطيع علماء الفلك قياس المسافة بين الأرض والنجم.

في علم الفلك، يُعرف اختلاف المنظر بأنه التغير الظاهري في موقع جرم سماوي قريب بالنسبة للأجرام البعيدة في الخلفية، والناجم عن تغير في زاوية رؤية الراصد. يُستخدم هذا التأثير عادةً لقياس المسافة إلى النجوم القريبة من موقعين مختلفين في دورة الأرض المدارية، يفصل بينهما عادةً ستة أشهر. من خلال قياس زاوية اختلاف المنظر، وهي مقياس التغير في موقع النجم من نقطة قياس إلى أخرى، يستطيع علماء الفلك استخدام حساب المثلثات لحساب بُعد النجم.

يعتمد هذا المفهوم على هندسة مثلث يتشكل بين الأرض عند نقطتين مختلفتين في مدارها من جهة، ونجم من جهة أخرى. زاوية اختلاف المنظر هي نصف الزاوية (α) المتشكلة عند النجم بين خطي الرؤية هذين. وكلما اقترب النجم من الراصد، زادت الزاوية.

يُعدّ اختلاف المنظر طريقةً أساسيةً في سلم المسافات الكونية، وهو سلسلة من التقنيات التي يستخدمها علماء الفلك لقياس المسافات في الكون. ورغم أن اختلاف المنظر فعال فقط في قياس مسافات النجوم القريبة، فقد وسّعت التلسكوبات الفضائية مثل غايا نطاق فعاليته بشكلٍ ملحوظ. ولا يزال اختلاف المنظر الطريقة الأكثر مباشرةً وموثوقيةً لقياس المسافات النجمية، ويُشكّل الأساس لمعايرة الطرق غير المباشرة لقياس المسافات إلى المجرات وما وراءها.

الشموع القياسية

معظم الأجرام السماوية المستخدمة كمؤشرات للمسافة المادية تنتمي إلى فئة ذات سطوع معروف. وبمقارنة هذا السطوع المعروف بالسطوع المرصود للجرم، يمكن حساب المسافة إليه باستخدام قانون التربيع العكسي . تُسمى هذه الأجرام ذات السطوع المعروف بالشموع المعيارية ، وهو مصطلح صاغته هنرييتا سوان ليفيت . [ 5 ]

يمكن التعبير عن سطوع جسم ما بدلالة قدره المطلق . تُستمد هذه الكمية من لوغاريتم لمعانه كما يُرى من مسافة 10 فرسخ فلكي. أما القدر الظاهري ، أي القدر كما يراه الراصد (باستخدام جهاز يُسمى مقياس الإشعاع الحراري )، فيمكن قياسه واستخدامه مع القدر المطلق لحساب المسافة (d) إلى الجسم بالفرسخ الفلكي [ 6 ] كما يلي: 5⋅سجل10⁡د=م-م+5{\displaystyle 5\cdot \log _{10}d=m-M+5} أو د=10(م-م+5)/5{\displaystyle d=10^{(m-M+5)/5}} حيث يُمثل m القدر الظاهري، و M القدر المطلق. ولضمان الدقة، يجب أن يقع كلا القدرين ضمن نفس نطاق التردد، وأن يكون الجسم في حالة انعدام الحركة النسبية في الاتجاه القطري. يلزم إيجاد وسيلة لتصحيح تأثير امتصاص الضوء بين النجوم، الذي يجعل الأجسام تبدو باهتة وأكثر احمرارًا، خاصةً إذا كان الجسم يقع ضمن منطقة غبارية أو غازية. [ 7 ] يُطلق على الفرق بين القدر المطلق والقدر الظاهري للجسم اسم معامل المسافة ، وتُجدول المسافات الفلكية، وخاصةً بين المجرات ، أحيانًا بهذه الطريقة.

مشاكل

توجد مشكلتان رئيسيتان لأي فئة من الشموع المعيارية. المشكلة الأساسية هي المعايرة ، أي تحديد القيمة المطلقة للشمعة بدقة. يشمل ذلك تعريف الفئة تعريفًا دقيقًا يسمح بالتعرف على عناصرها، وإيجاد عدد كافٍ من عناصر تلك الفئة بمسافات معروفة جيدًا لتحديد قيمتها المطلقة بدقة كافية. أما المشكلة الثانية فتكمن في التعرف على عناصر الفئة، وتجنب استخدام معايرة الشمعة المعيارية عن طريق الخطأ على جسم لا ينتمي إلى تلك الفئة. عند المسافات البعيدة جدًا، حيث يكون مؤشر المسافة مفيدًا للغاية، قد تصبح مشكلة التعرف هذه خطيرة للغاية.

تُعدّ مسألة مدى اتساق الشموع المعيارية من أبرز المشكلات المتعلقة بها. فعلى سبيل المثال، تشير جميع الملاحظات إلى أن المستعرات العظمى من النوع Ia ذات المسافة المعروفة لها نفس السطوع، بعد تصحيحها وفقًا لشكل منحنى الضوء . وسيتم مناقشة أساس هذا التقارب في السطوع لاحقًا؛ ومع ذلك، يبقى احتمال أن يكون للمستعرات العظمى البعيدة من النوع Ia خصائص مختلفة عن تلك القريبة. ويُعدّ استخدام المستعرات العظمى من النوع Ia أمرًا بالغ الأهمية في تحديد النموذج الكوني الصحيح . فإذا كانت خصائص هذه المستعرات تختلف بالفعل عند المسافات الكبيرة، أي إذا لم يكن استقراء معايرتها إلى مسافات عشوائية صحيحًا، فإن تجاهل هذا التباين قد يُؤدي إلى تحريف خطير في إعادة بناء المعلمات الكونية، ولا سيما إعادة بناء معلمة كثافة المادة . [ 8 ]

إن هذه المسألة ليست مجرد مسألة فلسفية، ويتضح ذلك من خلال تاريخ قياس المسافات باستخدام المتغيرات القيفاوية . ففي خمسينيات القرن الماضي، اكتشف والتر باد أن المتغيرات القيفاوية القريبة المستخدمة لمعايرة الشمعة المعيارية تختلف في نوعها عن تلك المستخدمة لقياس المسافات إلى المجرات القريبة. [ 9 ] كانت المتغيرات القيفاوية القريبة من النوع الأول (المجموعة الأولى) ذات محتوى معدني أعلى بكثير من نجوم النوع الثاني (المجموعة الثانية) البعيدة . ونتيجة لذلك، كانت نجوم النوع الثاني في الواقع أكثر سطوعًا مما كان يُعتقد، وعند تصحيحها، أدى ذلك إلى مضاعفة تقديرات المسافات إلى العناقيد الكروية والمجرات القريبة وقطر مجرة ​​درب التبانة.

في الآونة الأخيرة، اقتُرحت الكيلونوفا كنوع آخر من الشموع المعيارية. "بما أن انفجارات الكيلونوفا كروية الشكل، [ 10 ] يمكن لعلماء الفلك مقارنة الحجم الظاهري لانفجار المستعر الأعظم بحجمه الحقيقي كما يُرى من خلال حركة الغاز، وبالتالي قياس معدل التوسع الكوني على مسافات مختلفة." [ 11 ]

صفارة إنذار قياسية

تتميز الموجات الثقالية الناشئة عن مرحلة الاقتراب الحلزوني للأنظمة الثنائية المدمجة، مثل النجوم النيوترونية أو الثقوب السوداء ، بخاصية مفيدة تتمثل في أن الطاقة المنبعثة كإشعاع ثقالي تأتي حصريًا من الطاقة المدارية للزوج، ويمكن ملاحظة انكماش مداراتهما الناتج بشكل مباشر كزيادة في تردد الموجات الثقالية المنبعثة. وبتقريب أولي ، فإن معدل تغير الترددو{\displaystyle f}يُعطى بواسطة [ 12 ] [ 13 ] : 38دودت=96π8/3(جيم)53و1135ج5،{\displaystyle {\frac {df}{dt}}={\frac {96\pi ^{8/3}(G{\mathcal {M}})^{\frac {5}{3}}f^{\frac {11}{3}}}{5\,c^{5}}},} أينجي{\displaystyle G}هو ثابت الجاذبية ،ج{\displaystyle c}هي سرعة الضوء ، وم{\displaystyle {\mathcal {M}}}هو رقم واحد (وبالتالي قابل للحساب [ a ] ) يُسمى كتلة التردد المتغير للنظام، وهو عبارة عن مزيج من الكتل.(م1،م2){\displaystyle (m_{1},m_{2})}من بين الجسمين [ 15 ]م=(م1م2)3/5(م1+م2)1/5.{\displaystyle {\mathcal {M}}={\frac {(m_{1}m_{2})^{3/5}}{(m_{1}+m_{2})^{1/5}}}.} من خلال مراقبة شكل الموجة، يمكن حساب كتلة التردد المتغير، ومن ثمّ قدرة (معدل انبعاث الطاقة) موجات الجاذبية. وبالتالي، يُعدّ مصدر موجات الجاذبية هذا بمثابة صفارة إنذار قياسية ذات شدة صوت معروفة. [ 16 ] [ 13 ]

كما هو الحال مع الشموع المعيارية، وبمعرفة سعة الموجات المنبعثة والمستقبلة، يحدد قانون التربيع العكسي المسافة إلى المصدر. مع ذلك، ثمة بعض الاختلافات عن الشموع المعيارية. فالموجات الثقالية لا تُبعث بشكل متساوي الخواص ، لكن قياس استقطاب الموجة يوفر معلومات كافية لتحديد زاوية الانبعاث. كما أن أجهزة كشف الموجات الثقالية لها أنماط هوائيات غير متساوية الخواص، لذا يلزم معرفة موقع المصدر في السماء بالنسبة لأجهزة الكشف لتحديد زاوية الاستقبال.

عمومًا، إذا رُصدت موجة بواسطة شبكة من ثلاثة كواشف في مواقع مختلفة، فإن الشبكة ستجمع معلومات كافية لإجراء التصحيحات اللازمة وحساب المسافة. وعلى عكس الشموع المعيارية، لا تحتاج موجات الجاذبية إلى معايرة باستخدام مقاييس المسافة الأخرى. صحيح أن قياس المسافة يتطلب معايرة كواشف موجات الجاذبية، إلا أن المسافة تُحسب أساسًا كمضاعف لطول موجة ضوء الليزر المستخدم في مقياس تداخل موجات الجاذبية .

هناك اعتبارات أخرى تحدّ من دقة هذه المسافة، إلى جانب معايرة الكاشف. لحسن الحظ، لا تتعرض موجات الجاذبية للانطفاء بسبب وجود وسط ماص. لكنها تخضع لتأثير عدسة الجاذبية ، كما هو الحال مع الضوء. إذا تعرضت إشارة ما لعدسة جاذبية قوية ، فقد تُستقبل على شكل أحداث متعددة، مفصولة زمنيًا، كما هو الحال مع صور متعددة للكوازار، على سبيل المثال. أما تأثير عدسة الجاذبية الضعيفة ، حيث يتأثر مسار الإشارة عبر الفضاء بالعديد من أحداث التكبير والتصغير الصغيرة، فهو أقل وضوحًا وتحكمًا. سيكون هذا مهمًا للإشارات الناشئة عند انزياحات حمراء كونية أكبر من 1. يصعب على شبكات الكاشف قياس استقطاب الإشارة بدقة إذا تمت مراقبة النظام الثنائي بشكل شبه مباشر. [ 17 ] تعاني هذه الإشارات من أخطاء أكبر بكثير في قياس المسافة. لسوء الحظ، تشع الأنظمة الثنائية بقوة أكبر بشكل عمودي على مستوى المدار، لذا فإن الإشارات المواجهة للنجوم تكون أقوى بطبيعتها وهي الأكثر شيوعًا في الملاحظة.

إذا كان النظام الثنائي يتكون من زوج من النجوم النيوترونية ، فإن اندماجهما سيصاحبه انفجار كيلونوفا / هايبرنوفا ، مما قد يسمح بتحديد الموقع بدقة بواسطة التلسكوبات الكهرومغناطيسية. في مثل هذه الحالات، يسمح الانزياح الأحمر للمجرة المضيفة بتحديد ثابت هابل.ح0{\displaystyle H_{0}}[ 15 ] كان هذا هو الحال بالنسبة لـ GW170817 ، الذي استُخدم لإجراء أول قياس من هذا النوع. [ 18 ] حتى في حالة عدم إمكانية تحديد نظير كهرومغناطيسي لمجموعة من الإشارات، فمن الممكن استخدام طريقة إحصائية لاستنتاج قيمةح0{\displaystyle H_{0}}[ 15 ]​

مسطرة قياسية

يُعدّ المسطرة المعيارية نوعًا آخر من مؤشرات المسافة الفيزيائية . في عام ٢٠٠٨، اقتُرحت أقطار المجرات كمقياس معياري محتمل لتحديد المعلمات الكونية. [ ١٩ ] ومؤخرًا، استُخدم المقياس الفيزيائي الذي تُخلّفه التذبذبات الصوتية الباريونية (BAO) في الكون المبكر. في الكون المبكر (قبل إعادة التركيب ) ، تتشتت الباريونات والفوتونات عن بعضها البعض، مُشكّلةً سائلًا مترابطًا بإحكام قادرًا على دعم الموجات الصوتية. تنشأ هذه الموجات من اضطرابات الكثافة البدائية، وتنتقل بسرعة يُمكن التنبؤ بها من كثافة الباريونات وغيرها من المعلمات الكونية.

تُحدد المسافة الإجمالية التي تقطعها هذه الموجات الصوتية قبل إعادة التركيب مقياسًا ثابتًا، يتوسع ببساطة مع الكون بعد إعادة التركيب. ولذلك، تُوفر التذبذبات الصوتية الباريونية معيارًا قياسيًا يُمكن قياسه في مسوحات المجرات من خلال تأثير الباريونات على تكتل المجرات. تتطلب هذه الطريقة مسحًا شاملًا للمجرات لجعل هذا المقياس مرئيًا، ولكن تم قياسه بدقة تصل إلى مستوى النسبة المئوية (انظر التذبذبات الصوتية الباريونية ). يعتمد المقياس على معايير كونية مثل كثافة الباريونات والمادة، وعدد النيوترينوات ، لذا فإن المسافات المستندة إلى التذبذبات الصوتية الباريونية تعتمد على النموذج الكوني بشكل أكبر من تلك المستندة إلى القياسات المحلية.

يمكن استخدام أصداء الضوء أيضاً كمعايير قياسية، [ 20 ] [ 21 ] على الرغم من صعوبة قياس هندسة المصدر بدقة. [ 22 ] [ 23 ]

مؤشرات المسافة المجرية

باستثناءات قليلة، لا تتوفر المسافات المستندة إلى القياسات المباشرة إلا حتى حوالي ألف فرسخ فلكي، وهو جزء صغير من مجرتنا. أما بالنسبة للمسافات الأبعد من ذلك، فتعتمد القياسات على افتراضات فيزيائية، أي على افتراض إمكانية التعرف على الجسم المعني، وأن تكون فئة الأجسام متجانسة بما يكفي لاستخدام أعضائها في تقدير المسافة بشكل ذي دلالة.

تشمل مؤشرات المسافة المادية، المستخدمة على نطاقات مسافة أكبر تدريجياً، ما يلي:

تركيب التسلسل الرئيسي

عند رسم القدر المطلق لمجموعة من النجوم مقابل تصنيفها الطيفي في مخطط هرتزبرونغ-راسل ، تظهر أنماط تطورية ترتبط بكتلة النجم وعمره وتركيبه. فعلى وجه الخصوص، تقع النجوم خلال فترة احتراق الهيدروجين على منحنى في المخطط يُسمى التسلسل الرئيسي . وبقياس هذه الخصائص من طيف النجم، يُمكن تحديد موقع نجم التسلسل الرئيسي على مخطط هرتزبرونغ-راسل، ومن ثم تقدير قدره المطلق . وتتيح مقارنة هذه القيمة بالقدر الظاهري تحديد المسافة التقريبية، بعد تصحيح امتصاص الضوء الناتج عن الغاز والغبار بين النجوم.

في عنقود نجمي مرتبط جاذبياً مثل عنقود الثريا ، تتشكل النجوم في نفس العمر تقريباً وتقع على نفس المسافة. وهذا يسمح بمطابقة التسلسل الرئيسي بدقة نسبية، مما يوفر تحديداً دقيقاً لكل من العمر والمسافة.

مقياس المسافة بين المجرات

مؤشرات المسافة خارج المجرة [ 27 ]
طريقةعدم اليقين بشأن مجرة ​​واحدة (mag)المسافة إلى عنقود العذراء ( ميغا فرسخ فلكي )المدى (ميجابا)
سيفيدات كلاسيكية0.1615-2529
نوفاي0.421.1 ± 3.920
دالة لمعان السديم الكوكبي0.315.4 ± 1.150
دالة لمعان العناقيد الكروية0.418.8 ± 3.850
تقلبات سطوع السطح0.315.9 ± 0.950
علاقة سيجما-دي0.516.8 ± 2.4> 100
المستعرات العظمى من النوع Ia0.1019.4 ± 5.0> 1000

مقياس المسافة خارج المجرة هو مجموعة من التقنيات التي يستخدمها علماء الفلك اليوم لتحديد مسافة الأجرام الكونية الواقعة خارج مجرتنا، والتي يصعب تحديدها بالطرق التقليدية. تعتمد بعض هذه الطرق على خصائص هذه الأجرام، مثل النجوم والتجمعات الكروية والسدم والمجرات ككل. بينما تعتمد طرق أخرى على الإحصاءات والاحتمالات المتعلقة بأشياء مثل تجمعات المجرات بأكملها .

تأثير ويلسون-بابو

اكتشف أولين ويلسون وإم كيه فاينو بابو عام 1956 تأثير ويلسون-بابو، الذي يعتمد على ظاهرة تُعرف باسم اختلاف المنظر الطيفي . تمتلك العديد من النجوم خصائص في أطيافها ، مثل خط الكالسيوم K ، تُشير إلى قدرها المطلق . ومن ثم، يُمكن حساب المسافة إلى النجم من قدره الظاهري باستخدام معامل المسافة .

تُعاني هذه الطريقة من قيودٍ كبيرة في تحديد المسافات النجمية. فمعايرة شدة الخطوط الطيفية محدودة الدقة، وتتطلب تصحيحًا لامتصاص الضوء بين النجوم . ورغم أن هذه الطريقة قادرة نظريًا على توفير حسابات موثوقة للمسافات النجمية حتى 7 ميغابارسيك (Mpc)، إلا أنها تُستخدم عادةً فقط للنجوم التي تبعد مئات الكيلوبارسيك (kpc).

سيفيدات كلاسيكية

خارج نطاق تأثير ويلسون-بابو، تعتمد الطريقة التالية على علاقة الدورة باللمعان للنجوم المتغيرة الكلاسيكية من نوع سيفيد . ويمكن استخدام العلاقة التالية لحساب المسافة إلى نجوم سيفيد الكلاسيكية في مجرتنا وخارجها:

   5سجل10⁡د=V+(3.34)سجل10⁡P-(2.45)(V-أنا)+7.52.{\displaystyle 5\log _{10}{d}=V+(3.34)\log _{10}{P}-(2.45)(V-I)+7.52\,.}[ 28 ]   5سجل10⁡د=V+(3.37)سجل10⁡P-(2.55)(V-أنا)+7.48.{\displaystyle 5\log _{10}{d}=V+(3.37)\log _{10}{P}-(2.55)(V-I)+7.48\,.}[ 29 ]

تُعقّد عدة مشكلات استخدام النجوم القيفاوية كمعايير قياسية، وهي محل نقاش مستمر، ومن أبرزها: طبيعة وخطية علاقة الدورية باللمعان في نطاقات التردد المختلفة، وتأثير المعدنية على كلٍّ من نقطة الصفر وميل هذه العلاقات، وتأثيرات التلوث الضوئي (التداخل) وقانون الانطفاء المتغير (غير المعروف عادةً) على مسافات النجوم القيفاوية. [ 30 ] [ 31 ] [ 32 ] [ 33 ] [ 34 ] [ 35 ] [ 36 ] [ 37 ] [ 38 ]

أدت هذه المسائل العالقة إلى تباين القيم المذكورة لثابت هابل بين 60  كم/ث/ميجابارسيك و80  كم/ث/ميجابارسيك. ويُعدّ حلّ هذا التباين من أهمّ المشكلات في علم الفلك، إذ يُمكن تحسين دقة بعض المعايير الكونية للكون بشكلٍ ملحوظ من خلال تحديد قيمة دقيقة لثابت هابل. [ 39 ] [ 40 ]

كانت النجوم المتغيرة من نوع سيفيد الأداة الرئيسية التي مكّنت إدوين هابل من التوصل عام 1923 إلى استنتاج مفاده أن مجرة ​​أندروميدا (M31 ) مجرة ​​خارجية، وليست سديمًا أصغر داخل مجرة ​​درب التبانة . وقد تمكن من حساب المسافة إلى مجرة ​​أندروميدا بـ 285  كيلوبارسيك، بينما تبلغ قيمتها اليوم 770  كيلوبارسيك.

بحسب ما تم رصده حتى الآن، تحتوي المجرة الحلزونية NGC 3370، الواقعة في كوكبة الأسد، على أبعد النجوم المتغيرة من نوع سيفيد التي تم اكتشافها حتى الآن، على مسافة 29  ميجا فرسخ فلكي. ولا تُعدّ النجوم المتغيرة من نوع سيفيد مؤشرات مثالية للمسافة بأي حال من الأحوال: ففي المجرات القريبة، تصل نسبة الخطأ إلى حوالي 7%، وتصل إلى 15% في المجرات الأبعد. [ 41 ]

المستعرات العظمى

المستعر الأعظم SN 1994D (البقعة الساطعة في أسفل اليسار) في مجرة ​​NGC 4526. الصورة من وكالة ناسا ، ووكالة الفضاء الأوروبية ، وفريق مشروع مفتاح هابل، وفريق البحث عن المستعرات العظمى عالية الانزياح الأحمر.

توجد عدة طرق مختلفة يمكن من خلالها استخدام المستعرات العظمى لقياس المسافات بين المجرات.

قياس الغلاف الضوئي للمستعر الأعظم

يمكننا افتراض أن المستعر الأعظم يتمدد بطريقة متناظرة كرويًا. إذا كان المستعر الأعظم قريبًا بما يكفي بحيث يمكننا قياس الامتداد الزاوي، θ ( t )، لغلافه الضوئي ، فيمكننا استخدام المعادلة

ω=ΔθΔت،{\displaystyle \omega ={\frac {\Delta \theta }{\Delta t}}\,,} حيث ω هي السرعة الزاوية ، وθ هي الزاوية. وللحصول على قياس دقيق، من الضروري إجراء قياسين يفصل بينهما زمن Δt . بعد ذلك، يمكننا استخدام

 د=Vهـجω،{\displaystyle \ d={\frac {V_{ej}}{\omega }}\,,} حيث d هي المسافة إلى المستعر الأعظم، و V ej هي السرعة الشعاعية لمقذوفات المستعر الأعظم (يمكن افتراض أن V ej تساوي V θ إذا كانت متناظرة كرويًا).

لا تنجح هذه الطريقة إلا إذا كان المستعر الأعظم قريبًا بما يكفي لقياس الغلاف الضوئي بدقة. وبالمثل، فإن غلاف الغاز المتمدد ليس كرويًا تمامًا ولا يُمثل جسمًا أسود مثاليًا. كما أن امتصاص الضوء بين النجوم قد يُعيق القياسات الدقيقة للغلاف الضوئي. وتتفاقم هذه المشكلة في حالة المستعرات العظمى الناتجة عن انهيار النواة. تُساهم كل هذه العوامل في خطأ في تقدير المسافة يصل إلى 25%.

منحنيات الضوء من النوع Ia

تُعدّ المستعرات العظمى من النوع Ia من أفضل الطرق لتحديد المسافات بين المجرات، كما قدّمها ستيرلينغ أ. كولجيت. [ 42 ] تحدث هذه المستعرات عندما يبدأ نجم قزم أبيض ثنائي في اكتساب المادة من نجمه المرافق. ومع اكتساب القزم الأبيض للمادة، يصل في النهاية إلى حد تشاندراسيكار الخاص به.1.4م⊙{\displaystyle 1.4M_{\odot }}.

بمجرد الوصول إلى هذه النقطة، يصبح النجم غير مستقر ويخضع لتفاعل اندماج نووي متسارع . ولأن جميع المستعرات العظمى من النوع Ia تنفجر عند كتلة متقاربة، فإن سطوعها المطلق يكون متطابقًا. وهذا ما يجعلها مفيدة جدًا كمعايير قياس سطوع. تتميز جميع المستعرات العظمى من النوع Ia بسطوع أزرق ومرئي قياسي يبلغ

 مب≈مV≈-19.3±0.3.{\displaystyle \ M_{B}\approx M_{V}\approx -19.3\pm 0.3\,.} لذا، عند رصد مستعر أعظم من النوع Ia، إذا أمكن تحديد ذروة سطوعه، يُمكن حساب المسافة. ليس من الضروري بالضرورة رصد المستعر الأعظم مباشرةً عند ذروة سطوعه؛ فباستخدام طريقة شكل منحنى الضوء متعدد الألوان ( MLCS )، تتم مقارنة شكل منحنى الضوء (المأخوذ في أي وقت مناسب بعد الانفجار الأولي) بمجموعة من المنحنيات المُعَلمة التي تُحدد السطوع المطلق عند أقصى سطوع. وتأخذ هذه الطريقة في الحسبان أيضًا تأثير امتصاص/تعتيم الضوء بين النجوم الناتج عن الغبار والغاز.

وبالمثل، تُطابق طريقة التمديد منحنيات الضوء الخاصة بسطوع المستعر الأعظم مع منحنى ضوئي نموذجي. هذا النموذج، على عكس عدة منحنيات ضوئية بأطوال موجية مختلفة (MLCS)، هو مجرد منحنى ضوئي واحد تم تمديده (أو ضغطه) زمنيًا. وباستخدام عامل التمديد هذا ، يمكن تحديد ذروة السطوع. [ 43 ]

يُعدّ استخدام المستعرات العظمى من النوع Ia من أدقّ الطرق، لا سيما وأنّ انفجارات المستعرات العظمى يمكن رؤيتها من مسافات شاسعة (يُضاهي لمعانها لمعان المجرة التي تقع فيها)، أبعد بكثير من المتغيرات القيفاوية (500 ضعف). وقد كُرّس وقت طويل لتحسين هذه الطريقة. ويقترب هامش الخطأ الحالي من 5% فقط، أي ما يعادل خطأً في القدر الظاهري لا يتجاوز 0.1.

المستعرات الجديدة في تحديد المسافات

يمكن استخدام المستعرات النجمية بنفس طريقة استخدام المستعرات العظمى لحساب المسافات بين المجرات. توجد علاقة طردية بين أقصى قدر سطوع للمستعر والوقت اللازم لانخفاض سطوع ضوئه المرئي بمقدار درجتين. وقد تبين أن هذه العلاقة هي:

 مVالأعلى=-9.96-2.31سجل10⁡x˙.{\displaystyle \ M_{V}^{\max }=-9.96-2.31\log _{10}{\dot {x}}\,.} أينx˙{\displaystyle {\dot {x}}}يمثل المشتق الزمني لقيمة القدر الظاهري للمستعر الأعظم، ويصف متوسط ​​معدل الانخفاض على مدى أول قدرين.

بعد خفوت النجوم المستعرة، يصبح سطوعها مماثلاً لسطوع ألمع النجوم المتغيرة من نوع سيفيد، ولذلك فإن كلا الطريقتين لهما نفس المسافة القصوى تقريبًا: حوالي 20 ميجا فرسخ فلكي. ينتج عن الخطأ في هذه الطريقة عدم يقين في القدر الظاهري يبلغ حوالي  ±0.4

دالة لمعان العناقيد الكروية

استنادًا إلى طريقة مقارنة لمعان العناقيد الكروية (الموجودة في هالات المجرات) من المجرات البعيدة مع لمعان عنقود العذراء ، فإن دالة لمعان العنقود الكروي تحمل عدم يقين في المسافة يبلغ حوالي 20٪ (أو  0.4 قدرًا).

حاول عالم الفلك الأمريكي ويليام ألفين باوم لأول مرة استخدام العناقيد الكروية لقياس المجرات الإهليلجية البعيدة . [ 44 ] قارن باوم ألمع العناقيد الكروية في مجرة ​​العذراء أ بتلك الموجودة في مجرة ​​أندروميدا، بافتراض أن لمعان العناقيد متساوٍ في كلتيهما. وبمعرفة المسافة إلى أندروميدا ، افترض باوم وجود علاقة طردية بينهما وقدّر المسافة إلى مجرة ​​العذراء أ.

استخدم باوم عنقودًا كرويًا واحدًا فقط، لكن التكوينات الفردية غالبًا ما تكون معايير غير دقيقة. افترض الفلكي الكندي رينيه راسين أن استخدام دالة لمعان العنقود الكروي (GCLF) سيؤدي إلى تقريب أفضل. [ 45 ] يُعطى عدد العناقيد الكروية كدالة للقدر الظاهري بالمعادلة التالية:

 Φ(م)=أهـ(م-م0)2/2σ2{\displaystyle \ \Phi (m)=Ae^{(m-m_{0})^{2}/2\sigma ^{2}}\,} حيث m 0 هو مقدار التحول، و M 0 هو مقدار مجموعة العذراء، و sigma هو التشتت  ~  1.4 قدر.

يُفترض أن جميع العناقيد الكروية لها نفس اللمعان تقريبًا في الكون . لا توجد دالة لمعان عالمية للعناقيد الكروية تنطبق على جميع المجرات.

دالة لمعان السدم الكوكبية

على غرار طريقة GCLF، يمكن استخدام تحليل عددي مماثل للسدم الكوكبية داخل المجرات البعيدة. وقد اقترح هولاند كول فورد وديفيد جينر دالة لمعان السدم الكوكبية (PNLF) لأول مرة في أواخر سبعينيات القرن الماضي. [ 46 ] وأشارا إلى أن جميع السدم الكوكبية قد تمتلك سطوعًا ذاتيًا أقصى متقاربًا، والذي يُحسب الآن بقيمة M = −4.53. وبالتالي، يجعلها هذا السدم معيارًا محتملاً لتحديد المسافات بين المجرات.

اقترح عالم الفلك جورج هوارد جاكوبي وزملاؤه لاحقًا أن دالة PNLF تساوي: [ 47 ]

 شمال(م)∝هـ0.307م(1-هـ3(م*-م)).{\displaystyle \ N(M)\propto e^{0.307M}(1-e^{3(M^{*}-M)})\,.} حيث N(M) هو عدد السدم الكوكبية، التي لها القدر المطلق M. M* يساوي السديم ذو القدر الأكثر سطوعًا.

طريقة تذبذب سطوع السطح

عنقود المجرات

تتناول الطريقة التالية الخصائص الجوهرية العامة للمجرات. ورغم اختلاف نسب الخطأ في هذه الطرق، إلا أنها قادرة على تقدير المسافات التي تتجاوز 100 ميجا فرسخ فلكي، مع أنها تُطبق عادةً على نطاق محلي أكثر.

تستفيد طريقة تذبذب سطوع السطح ( SBF) من استخدام كاميرات CCD على التلسكوبات. ونظرًا للتذبذبات المكانية في سطوع سطح المجرة، فإن بعض البكسلات في هذه الكاميرات ستلتقط عددًا أكبر من النجوم مقارنةً بغيرها. ومع ازدياد المسافة، تصبح الصورة أكثر سلاسة. ويصف تحليل ذلك مقدار التباين بين البكسلات، والذي يرتبط ارتباطًا مباشرًا بمسافة المجرة. [ 48 ]

علاقة سيجما-دي

تُعرف علاقة سيجما -دي (أو علاقة سيجما-دي)، المستخدمة في المجرات الإهليلجية ، بأنها العلاقة بين القطر الزاوي (دي) للمجرة وتشتت سرعتها . من المهم وصف ما يمثله دي بدقة لفهم هذه الطريقة. هو، بتعبير أدق، القطر الزاوي للمجرة حتى مستوى سطوع سطحي يبلغ 20.75 قدرًا ظاهريًا من النوع B ثانية قوسية مربعة . هذا السطوع السطحي مستقل عن المسافة الفعلية للمجرة عنا. بدلًا من ذلك، يتناسب دي عكسيًا مع مسافة المجرة، والتي يُرمز لها بـ د. وبالتالي، لا تستخدم هذه العلاقة الشموع المعيارية، بل يوفر دي مسطرة معيارية. هذه العلاقة بين دي وسيجما-دي هي

سجل⁡(د)=1.333سجل⁡(Σ)+ج{\displaystyle \log(D)=1.333\log(\Sigma )+C} حيث C ثابت يعتمد على المسافة إلى عناقيد المجرات. [ 49 ]

تتمتع هذه الطريقة بإمكانية أن تصبح من أقوى طرق حساب المسافات بين المجرات، وربما تتجاوز نطاق طريقة تولي-فيشر. مع ذلك، وحتى الآن، لا تتمتع المجرات الإهليلجية بالسطوع الكافي لإجراء معايرة لهذه الطريقة باستخدام تقنيات مثل المتغير القيفاوي. لذا، تُجرى المعايرة باستخدام طرق أبسط.

التداخل والتوسع

يتطلب تحديد المسافات إلى المجرات الأخرى سلسلة من مؤشرات المسافة، تُعرف بسلم المسافة. والسبب هو ندرة الأجرام الساطعة بما يكفي لرصدها وقياسها على هذه المسافات، ما يعني ندرة وجودها في الجوار، وبالتالي قلة الأمثلة القريبة ذات التزيح المثلثي الموثوق لمعايرة المؤشر. فعلى سبيل المثال، لا يمكن معايرة المتغيرات القيفاوية، وهي من أفضل المؤشرات للمجرات الحلزونية القريبة ، بشكل مُرضٍ باستخدام التزيح وحده، مع أن مهمة غايا الفضائية تُسهم الآن في حل هذه المشكلة تحديدًا. ويزداد الوضع تعقيدًا نظرًا لأن التجمعات النجمية المختلفة لا تضم ​​عادةً جميع أنواع النجوم.

النجوم القيفاوية، على وجه الخصوص، نجوم ضخمة ذات أعمار قصيرة، لذا لا يمكن العثور عليها إلا في المناطق التي تشكلت فيها النجوم حديثًا. ونتيجة لذلك، ولأن المجرات الإهليلجية عادةً ما تكون قد توقفت منذ زمن طويل عن تكوين النجوم على نطاق واسع، فلن تحتوي على نجوم قيفاوية. وبدلًا من ذلك، يجب استخدام مؤشرات المسافة التي تعود أصولها إلى تجمعات نجمية أقدم (مثل المستعرات ونجوم RR Lyrae المتغيرة). تُعد نجوم RR Lyrae المتغيرة أقل لمعانًا من النجوم القيفاوية، والمستعرات غير قابلة للتنبؤ، ويتطلب الأمر برنامج رصد مكثف - وحظًا جيدًا خلال هذا البرنامج - لجمع عدد كافٍ من المستعرات في المجرة المستهدفة لتقدير دقيق للمسافة.

لأن الخطوات الأبعد في سلم المسافات الكونية تعتمد على الخطوات الأقرب، فإن الخطوات الأبعد تتضمن آثار الأخطاء في الخطوات الأقرب، سواءً كانت منهجية أو إحصائية. ونتيجةً لتراكم هذه الأخطاء ، نادراً ما تُعرف المسافات في علم الفلك بنفس مستوى الدقة الذي تُعرف به القياسات في العلوم الأخرى، وأن الدقة بالضرورة تكون أقل بالنسبة للأجرام السماوية الأبعد.

ثمة قلق آخر، لا سيما بالنسبة لأكثر الشموع المعيارية سطوعًا، وهو "معياريتها": أي مدى تجانس الأجرام في سطوعها المطلق الحقيقي. بالنسبة لبعض هذه الشموع المعيارية المختلفة، يعتمد التجانس على نظريات حول تكوين النجوم والمجرات وتطورها ، وبالتالي فهو عرضة أيضًا لعدم اليقين في هذه الجوانب. بالنسبة لأكثر مؤشرات المسافة سطوعًا، وهي المستعرات العظمى من النوع Ia، من المعروف أن هذا التجانس ضعيف. [ 50 ] ومع ذلك، لا توجد فئة أخرى من الأجرام ساطعة بما يكفي ليتم رصدها على مثل هذه المسافات الشاسعة، لذا فإن هذه الفئة مفيدة ببساطة لعدم وجود بديل حقيقي.

إن النتيجة الرصدية لقانون هابل، وهي العلاقة التناسبية بين المسافة وسرعة ابتعاد المجرة عنا، والتي تُعرف عادةً بالانزياح الأحمر، هي نتاج سلم المسافات الكونية. لاحظ إدوين هابل أن المجرات الخافتة تُظهر انزياحًا أحمر أكبر. وقد كان تحديد قيمة ثابت هابل ثمرة عقود من العمل الدؤوب للعديد من علماء الفلك، سواء في جمع قياسات الانزياح الأحمر للمجرات أو في معايرة خطوات سلم المسافات. يُعد قانون هابل الوسيلة الأساسية المتاحة لدينا لتقدير مسافات الكوازارات والمجرات البعيدة التي لا يمكن فيها رصد مؤشرات المسافة الفردية.

انظر أيضاً

الحواشي

  1. ↑ إذا اعتمدت الإشارة على الكتل الفردية بشكل منفصل، فلن تكون هناك معلومات كافية قابلة للملاحظة في الإشارة عند أدنى رتبة لاستنتاج شدتها الجوهرية. لذا، يُعد هذا التداخل بين الكتل أمرًا بالغ الأهمية لقياس شدة الصوت، ولكنه ليس من قبيل الصدفة: بل له أصل جوهري في الطبيعة غير المقياسية للجاذبية في النسبية العامة لأينشتاين. [ 14 ]

مراجع

  1. ↑ "عالم الفلك" . 16 أبريل 2013. مؤرشف من الأصل في 9 مايو 2021. تم الاطلاع عليه في 9 مايو 2021 .
  2. ↑ تيرينس تاو. "سلم المسافة الكونية" (ملف PDF) . تم الاطلاع عليه بتاريخ 13 مايو 2023 .
  3. ↑ بشأن إعادة تعريف الوحدة الفلكية للطول (ملف PDF) . الجمعية العامة الثامنة والعشرون للاتحاد الفلكي الدولي. بكين: الاتحاد الفلكي الدولي. 31 أغسطس/آب 2012. القرار B2. مؤرشف من الأصل (ملف PDF) في 5 مارس/آذار 2025. ... يوصي [يعتمد] بإعادة تعريف الوحدة الفلكية لتكون وحدة طول اصطلاحية تساوي بالضبط 149597870700 متر ، بما يتفق مع القيمة المعتمدة في قرار الاتحاد الفلكي الدولي لعام 2009  رقم  B2
  4. ↑ آش، م. إي.؛ شابيرو، الثاني؛ سميث، و. ب. (1967). "الثوابت الفلكية والجداول الفلكية الكوكبية المستنتجة من رصد الرادار والرصد البصري" . المجلة الفلكية . 72 : 338. Bibcode : 1967AJ.....72..338A . doi : 10.1086/110230 .
  5. ↑ فيرني، جيه دي (ديسمبر 1969). "العلاقة بين الدورة والسطوع: مراجعة تاريخية" . منشورات الجمعية الفلكية للمحيط الهادئ . 81 (483): 707. رمز Bibcode : 1969PASP...81..707F . doi : 10.1086/128847 . ISSN 0004-6280 . 
  6. ↑ "إيجاد المسافة إلى النجوم - معامل المسافة" . المرفق الوطني للتلسكوب الأسترالي. مؤرشف من الأصل بتاريخ 7 نوفمبر 2020. تم الاطلاع عليه بتاريخ 2 نوفمبر 2020 .
  7. ↑ "مستعر أعظم من النوع Ia" . موضوع أسبوعي . كاجلو . مؤرشف من الأصل في 29 فبراير 2012. تم الاطلاع عليه في 30 يناير 2012 .
  8. ↑ ليندن، س.؛ فيري، ج.-م.؛ تيلكوين، أ. (2009). "استخلاص المعلمات الكونية والتحيزات من تطور قدر سطوع المستعرات العظمى من النوع Ia". علم الفلك والفيزياء الفلكية . 506 (3): 1095-1105 . arXiv : 0907.4495 . Bibcode : 2009A & A...506.1095L . doi : 10.1051/0004-6361/200912811 . S2CID 15178494 . (والمراجع الواردة فيها).
  9. ↑ والرشتاين، ج .؛ كوكس، أ.ن. (سبتمبر 1984). "مجموعة النجوم المتغيرة من النوع الثاني (سيفايدز)". منشورات الجمعية الفلكية للمحيط الهادئ . 96 : 677-691 . رمز Bibcode : 1984PASP...96..677W . doi : 10.1086/131406 .
  10. ^ سنيبن، ألبرت. واتسون، داراش. بوسوين، أندرياس؛ فقط يا أوليفر. كوتاك، روبينا؛ نكار، ايهود؛ بوزنانسكي، دوفي؛ سيم ، ستيوارت (فبراير 2023). "التناظر الكروي في الكيلونوفا AT2017gfo/GW170817" . طبيعة . 614 (7948): 436– 439. أرخايف : 2302.06621 . بيب كود : 2023Natur.614..436S . دوى : 10.1038/s41586-022-05616-x . ردمك 1476-4687 . بميد 36792736 . S2CID 256846834 .   
  11. ↑ "عندما تصطدم النجوم النيوترونية، يكون الانفجار كرويًا تمامًا" . 17 فبراير 2023.
  12. ↑ كاتلر، كورت؛ فلاناغان ، إيانا إي. (15 مارس 1994). "الموجات الثقالية من اندماج الأنظمة الثنائية المدمجة: ما مدى دقة استخلاص معلمات النظام الثنائي من شكل الموجة الحلزونية؟". مجلة Physical Review D. 49 ( 6): 2658–2697 . arXiv : gr-qc/9402014 . Bibcode : 1994PhRvD..49.2658C . doi : 10.1103/PhysRevD.49.2658 . PMID 10017261. S2CID 5808548 .  
  13. 1 2 هولز، دانيال إي.؛ هيوز، سكوت أ.؛ شوتز، برنارد ف. (ديسمبر 2018). "قياس المسافات الكونية باستخدام صفارات الإنذار القياسية" . فيزياء اليوم . 71 (12): 34-40 . Bibcode : 2018PhT....71l..34H . doi : 10.1063/PT.3.4090 . ISSN 0031-9228 . 
  14. ↑ فوروارد، روبرت ل .؛ بيرمان، ديفيد (12 يونيو 1967). "مدى كشف الإشعاع الجاذبي للأنظمة النجمية الثنائية". رسائل المراجعة الفيزيائية . 18 (24): 1071-1074 . رمز Bibcode : 1967PhRvL..18.1071F . doi : 10.1103/PhysRevLett.18.1071 . ISSN 0031-9007 . 
  15. 1 2 3 شوتز، برنارد ف. (25 سبتمبر 1986). "تحديد ثابت هابل من خلال رصد موجات الجاذبية" . مجلة نيتشر . 323 (6086): 310-311 . arXiv : 1307.2638 . Bibcode : 1986Natur.323..310S . doi : 10.1038/323310a0 . hdl : 11858/00-001M-0000-0013-73C1-2 . ISSN 0028-0836 . S2CID 4327285 .  
  16. ↑ هندري، مارتن؛ ووان، غراهام (فبراير 2007). "الفيزياء الفلكية الجاذبية" (ملف PDF) . علم الفلك والجيوفيزياء . 48 (1): 1.10 – 1.17 . رمز Bibcode : 2007A & G....48a..10H . CiteSeerX 10.1.1.163.5500 . doi : 10.1111/j.1468-4004.2007.48110.x . S2CID 8926158. مؤرشف (ملف PDF) من الأصل بتاريخ 22 ديسمبر 2012. تم الاطلاع عليه بتاريخ 4 أغسطس 2019 .  
  17. ↑ نيسانكي، سامايا؛ هولز، دانيال إي.؛ هيوز، سكوت أ.؛ دلال، نيل؛ سيفرز، جوناثان ل. (10-12-2010). "استكشاف انفجارات أشعة غاما القصيرة كمؤشرات قياسية لموجات الجاذبية". المجلة الفيزيائية الفلكية . 725 (1): 496-514 . arXiv : 0904.1017 . Bibcode : 2010ApJ...725..496N . doi : 10.1088/0004-637X/725/1/496 . hdl : 1721.1/60956 . ISSN 0004-637X . S2CID 14028891 .  
  18. ↑ أبوت، بي بي؛ وآخرون ( التعاون العلمي لمرصد ليغو وتعاون فيرجو ) (16 أكتوبر 2017). "قياس ثابت هابل باستخدام صفارة إنذار قياسية لموجات الجاذبية" . مجلة نيتشر . 551 (7678): 85-88 . arXiv : 1710.05835 . Bibcode : 2017Natur.551...85A . doi : 10.1038/nature24471 . PMID 29094696 .  
  19. ↑ مارينوني، سي.؛ وآخرون (2008). "اختبارات هندسية للنماذج الكونية. 1. استكشاف الطاقة المظلمة باستخدام حركية المجرات ذات الانزياح الأحمر العالي" . علم الفلك والفيزياء الفلكية . 478 (1): 43-55 . arXiv : 0710.0759 . Bibcode : 2008A & A...478...43M . doi : 10.1051/0004-6361:20077116 . مؤرشف من الأصل في 26 يناير 2022. تم الاسترجاع في 23 أكتوبر 2019 . 
  20. ↑ «أصداء الضوء تهمس بالمسافة إلى النجم» (بيان صحفي). المرصد الأوروبي الجنوبي . ١١ فبراير ٢٠٠٨. مؤرشف من الأصل بتاريخ ٢٤ سبتمبر ٢٠١٥. تم الاطلاع عليه بتاريخ ١٨ أكتوبر ٢٠١٥ .
  21. ↑ كيرفيلا، بيير؛ ميران، أنطوان؛ سزابادوس، لازلو؛ فوكيه، باسكال؛ بيرسييه، ديفيد؛ بومبي، إيمانويلا؛ بيرين، غاي (2 مارس 2008). "النجم القيفاوي المجري طويل الدورة RS Puppis I. المسافة الهندسية من أصداء ضوئه" . علم الفلك والفيزياء الفلكية . 480 (1): 167-178 . arXiv : 0802.1501 . Bibcode : 2008A & A...480..167K . doi : 10.1051/0004-6361:20078961 . نستنتج مسافة هندسية قدرها1992 ± 28  قطعة إلى جرو RS
  22. ↑ بوند، هوارد إي.؛ سباركس، ويليام ب. (4 مارس 2009). "حول تحديد المسافة الهندسية إلى النجم القيفاوي RS Puppis من أصداء ضوئه" . علم الفلك والفيزياء الفلكية . 495 (2): 371-377 . arXiv : 0811.2943 . Bibcode : 2009A & A...495..371B . doi : 10.1051/0004-6361:200810280 . نستنتج أن معظم العقد من المرجح أن تقع أمام مستوى السماء، مما يُبطل نتيجة كيرفيلا وآخرون. [...] على الرغم من إبطال نتيجة كيرفيلا وآخرون للمسافة، فإننا نُبين أن التصوير الاستقطابي عالي الدقة لديه القدرة على إعطاء مسافة هندسية صحيحة لهذا النجم القيفاوي المهم.
  23. ↑ كيرفيلا، بيير؛ بوند، هوارد إي.؛ كرافت، ميستي؛ سزابادوس، لازلو؛ بريتفيلدر، جوان؛ ميراند، أنطوان؛ سباركس، ويليام ب.؛ غالين، ألكسندر؛ بيرسييه، ديفيد؛ فوكيه، باسكال؛ أندرسون، ريتشارد آي. (ديسمبر 2014). "النجم القيفاوي المجري طويل الدورة RS Puppis. الجزء الثالث: المسافة الهندسية من التصوير الاستقطابي لأصداء ضوء تلسكوب هابل الفضائي" . علم الفلك والفيزياء الفلكية . 572 : A7 (13 صفحة). arXiv : 1408.1697 . Bibcode : 2014A & A...572A...7K . doi : 10.1051/0004-6361/201424395 . نحصل على مسافة قدرها1910 ± 80  قطعة (4.2%)
  24. ↑ بونانوس، أ.ز. (2006). "الأنظمة الثنائية الكسوفية: أدوات لمعايرة مقياس المسافة خارج المجرة". وقائع ندوة الاتحاد الفلكي الدولي . 240 : 79-87 . arXiv : astro-ph/0610923 . Bibcode : 2007IAUS..240...79B . CiteSeerX : 10.1.1.254.2692 . doi : 10.1017/S1743921307003845 . S2CID : 18827791 .  
  25. ↑ فيراز، ل. وآخرون (2000). "قاعدة بيانات لمعاملات المسافة للنجوم المتغيرة قيفاوية، وطرف فرع العملاق الأحمر، ودالة لمعان العناقيد الكروية، ودالة لمعان السدم الكوكبية، وبيانات تقلبات سطوع السطح المفيدة لتحديد المسافات". مجلة الفيزياء الفلكية، سلسلة الملاحق . 128 (2): 431-459 . arXiv : astro-ph/9910501 . Bibcode : 2000ApJS..128..431F . doi : 10.1086/313391 . S2CID 121612286 .  
  26. ↑ كولجيت، إس. أ. (1979). "المستعرات العظمى كمعيار أساسي لعلم الكونيات". المجلة الفيزيائية الفلكية . 232 (1): 404-408 . Bibcode : 1979ApJ...232..404C . doi : 10.1086/157300 .
  27. ↑ مقتبس من: جورج هـ. جاكوبي؛ ديفيد برانش؛ روبن سياردولو؛ روجر ل. ديفيز؛ ويليام إي. هاريس؛ مايكل ج. بيرس؛ كريستوفر ج. بريتشيت؛ جون ل. تونري؛ دوغلاس ل. ويلش (1992). "مراجعة نقدية لتقنيات مختارة لقياس المسافات بين المجرات" . منشورات الجمعية الفلكية للمحيط الهادئ . 104 (678): 599-662 . Bibcode : 1992PASP..104..599J . doi : 10.1086/133035 . JSTOR 40679907 . 
  28. ↑ بينيديكت، جي. فريتز وآخرون. "اختلافات المنظر لمستشعر التوجيه الدقيق لتلسكوب هابل الفضائي للنجوم المتغيرة من نوع سيفيد في مجرتنا: علاقات الدورة واللمعان" مؤرشف في 2016-01-23 في آلة Wayback ، المجلة الفلكية ، المجلد 133، العدد 4، الصفحات 1810-1827 (2007)
  29. ^ مجايس، دانيال؛ تيرنر، ديفيد. موني بيدين، مسيحي؛ ماورو، فرانشيسكو؛ جيزلر، دوغلاس. جيرين، وولفغانغ. مينيتي، دانتي؛ تشيني، أندريه نيكولا؛ لوكاس، فيليب؛ بوريسوفا، جورا؛ كورتيف، رادوستن؛ ديكاني، إستفان؛ سايتو ، روبرتو ك. “أدلة جديدة تدعم عضوية TW Nor in Lyngå 6 و Centaurus Spiral Arm” أرشفة 2017-03-10 في آلة Wayback .، رسائل ApJ ، المجلد 741، العدد 2، معرف المقالة. إل 2 (2011)
  30. ↑ ستانيك، ك.ز.؛ أودالسكي، أ. (1999). "تجربة عدسة الجاذبية البصرية. دراسة تأثير التداخل على مقياس المسافة بين النجوم القيفاوية في سحابة ماجلان الكبرى". arXiv : astro-ph/9909346 .
  31. ↑ أودالسكي، أ .؛ ويرزيكوفسكي، ل.؛ بيترزينسكي، ج.؛ شيفشيك، أ.؛ شيمانسكي، م.؛ كوبياك، م.؛ سوسزينسكي، إ.؛ زيبرون، ك. (2001). "تجربة عدسة الجاذبية البصرية. متغيرات قيفاوية في مجرة ​​IC1613: لا يوجد اعتماد لعلاقة الدورية باللمعان على المعدنية". مجلة أكتا أسترونوميكا . 51 : 221. arXiv : astro-ph/0109446 . Bibcode : 2001AcA....51..221U .
  32. ↑ نغيو، سي.؛ كانبور، إس إم (2006). "ثابت هابل من المستعرات العظمى من النوع Ia مُعايرًا باستخدام علاقات اللمعان-الدورية الخطية وغير الخطية للنجوم المتغيرة من نوع سيفيد". المجلة الفيزيائية الفلكية . 642 (1): L29. arXiv : astro-ph/0603643 . Bibcode : 2006ApJ...642L..29N . doi : 10.1086/504478 . S2CID 17860528 . 
  33. ↑ ماكري، إل إم؛ ستانيك، كيه زد؛ بيرسييه، دي؛ غرينهيل، إل جيه؛ ريد، إم جيه (2006). "مسافة جديدة بين نجم قيفاوس ومجرة NGC 4258 المضيفة للنجم الميزري وآثارها على ثابت هابل". المجلة الفيزيائية الفلكية . 652 (2): 1133-1149 . arXiv : astro-ph/0608211 . Bibcode : 2006ApJ...652.1133M . doi : 10.1086/508530 . S2CID 15728812 . 
  34. ↑ بونو، ج.؛ كابوتو، ف.؛ فيورنتينو، ج.؛ ماركوني، م.؛ موسيللا، إ. (2008). "النجوم المتغيرة من نوع سيفيد في المجرات الخارجية. الجزء الأول: مجرة ​​NGC 4258 المضيفة للنجم الميزر، وتأثير المعدنية على علاقات الدورة-اللمعان والدورة-القوة الذرية". المجلة الفيزيائية الفلكية . 684 (1): 102. arXiv : 0805.1592 . Bibcode : 2008ApJ...684..102B . doi : 10.1086/589965 . S2CID 6275274 . 
  35. ↑ مجيس، د.؛ تيرنر، د.؛ لين، د. (2009). “النوع الثاني من Cepheids كشموع مسافة خارج المجرة”. اكتا أسترونوميكا . 59 (4): 403. أرخايف : 0909.0181 . بيب كود : 2009AcA....59..403M .
  36. ↑ مادور، باري ف.؛ فريدمان، ويندي ل. (2009). "حول ميل علاقة دورة القيفاويات باللمعان". المجلة الفيزيائية الفلكية . 696 (2): 1498-1501 . arXiv : 0902.3747 . Bibcode : 2009ApJ...696.1498M . doi : 10.1088/0004-637X/696/2/1498 . S2CID 16325249 . 
  37. ↑ سكوكروفت، ف.؛ بيرسييه، د.؛ مولد، ج. ر.؛ وود، ب. ر. (2009). "تأثير المعدنية على مقادير متغيرات قيفاوس والمسافة إلى مجرة ​​أندروميدا 33" . الإشعارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية . 396 (3): 43-47 . arXiv : 0903.4088 . Bibcode : 2009MNRAS.396.1287S . doi : 10.1111/j.1365-2966.2009.14822.x .
  38. ^ مجايس، د. (2010). “The Cepheids of Centaurus A (NGC 5128) والآثار المترتبة على H0”. اكتا أسترونوميكا . 60 (2): 121. أرخايف : 1006.2458 . بيب كود : 2010AcA....60..121M .
  39. ↑ تامان، جي إيه؛ ساندج، إيه؛ ريندل، بي. (2008). "مجال التمدد: قيمة H₀". المراجعة السنوية لعلم الفلك والفيزياء الفلكية . 15 (4): 289. arXiv : 0806.3018 . Bibcode : 2008A & ARv..15..289T . doi : 10.1007/s00159-008-0012-y . S2CID 18463474 . 
  40. ↑ فريدمان، ويندي ل.؛ مادور، باري ف. (2010). "ثابت هابل". المراجعة السنوية لعلم الفلك والفيزياء الفلكية . 48 : 673-710 . arXiv : 1004.1856 . Bibcode : 2010ARA & A..48..673F . doi : 10.1146/annurev-astro-082708-101829 . S2CID 119263173 . 
  41. ↑ ويلش، د. "المعايرة والشكوك" . قاعدة بيانات ناسا/إيباك للمجرات الخارجية .
  42. ↑ كولجيت، إس إيه (سبتمبر 1979). "المستعرات العظمى كمعيار لعلم الكونيات" . المجلة الفيزيائية الفلكية . 232 : 404. Bibcode : 1979ApJ...232..404C . doi : 10.1086/157300 . ISSN 0004-637X . 
  43. ↑ كويلو، ر.؛ وآخرون (2015). "توحيد معايير المستعرات العظمى من النوع Ia". المجلة الأوروبية للفيزياء . 36 (1) 015007. arXiv : 1411.3596 . Bibcode : 2015EJPh...36a5007C . doi : 10.1088/0143-0807/36/1/015007 . S2CID 119096479 .  
  44. ↑ باوم، ويليام أ. (أكتوبر 1955). "توزيع اللمعان في المجرات الإهليلجية" . منشورات الجمعية الفلكية للمحيط الهادئ . 67 (398): 328. Bibcode : 1955PASP...67..328B . doi : 10.1086/126829 . ISSN 0004-6280 . 
  45. ↑ هاريس، ويليام إي.؛ راسين، رينيه (1979). "التجمعات الكروية في المجرات". المراجعة السنوية لعلم الفلك والفيزياء الفلكية . 17 : 241-274 . Bibcode : 1979ARA & A..17..241H . doi : 10.1146/annurev.aa.17.090179.001325 . ISSN 0066-4146 . 
  46. ↑ جينر، دي سي؛ فورد، إتش سي؛ جاكوبي، جي إتش (يناير 1979). "السدم الكوكبية في مجرات المجموعة المحلية. السابع - قياس الطيف الضوئي وقياس الضوء باستخدام المرشحات لمجرة M32-1" . المجلة الفيزيائية الفلكية . 227 : 391. Bibcode : 1979ApJ...227..391J . doi : 10.1086/156743 . ISSN 0004-637X . 
  47. ↑ جاكوبي، جورج هـ. (أبريل 1989). "السدم الكوكبية كشموع معيارية. الجزء الأول - النماذج التطورية" . المجلة الفيزيائية الفلكية . 339 : 39. Bibcode : 1989ApJ...339...39J . doi : 10.1086/167274 . ISSN 0004-637X . 
  48. ↑ تونري، جون ل.؛ دريسلر، آلان؛ بليكيسلي، جون ب.؛ أجهار، إدوارد أ.؛ فليتشر، أندريه ب.؛ لوبينو، جيرارد أ.؛ ميتزجر، مارك ر.؛ مور، كريستوفر ب. (2001)، "مسح SBF لمسافات المجرات. الجزء الرابع: مقادير SBF، والألوان، والمسافات"، المجلة الفيزيائية الفلكية ، 546 (2): 681-693 ، arXiv : astro-ph/0011223 ، Bibcode : 2001ApJ...546..681T ، doi : 10.1086/318301 ، S2CID 17628238 
  49. ↑ دريسلر، آلان (1987). "علاقة Dn-sigma لانتفاخات المجرات القرصية - مقياس جديد ومستقل لثابت هابل" . المجلة الفيزيائية الفلكية . 317 : 1. Bibcode : 1987ApJ...317....1D . doi : 10.1086/165251 . ISSN 0004-637X . 
  50. ↑ جيلفانوف، مارات؛ بوغدان، أكوس (2010). "حد أقصى لمساهمة الأقزام البيضاء المتراكمة في معدل المستعرات العظمى من النوع Ia". مجلة نيتشر . 463 (3): 924-925 . arXiv : 1002.3359 . Bibcode : 2010Natur.463..924G . doi : 10.1038/nature08685 . PMID: 20164924. S2CID : 4389201 .  

فهرس

  • كارول، برادلي دبليو؛ أوستلي، ديل أ. (2014). مقدمة في الفيزياء الفلكية الحديثة . هارلو، المملكة المتحدة: بيرسون إديوكيشن ليمتد . ISBN 978-1-292-02293-2.
  • قياس الكون: سلم المسافة الكونية ، ستيفن ويب، حقوق الطبع والنشر 2001.
  • باشوف، ج.م .؛ فيليبينكو، أ. (2013). الكون: علم الفلك في الألفية الجديدة (  الطبعة الرابعة). كامبريدج: مطبعة جامعة كامبريدج. ISBN 978-1-107-68756-1.
  • المجلة الفيزيائية الفلكية ، دالة لمعان العنقود الكروي كمؤشر للمسافة: التأثيرات الديناميكية ، أوسترايكر وغنيدين، 5 مايو 1997.
  • مقدمة في قياس المسافة في علم الفلك ، ريتشارد دي غريجس، تشيتشستر: جون وايلي وأولاده، 2011، رقم ISBN 978-0-470-51180-0.