Astronomie

Entfernung der extragalaktischen klassischen Cepheiden

Entfernung der extragalaktischen klassischen Cepheiden

Es gab viele Fragen und Antworten, um die Entfernung eines Sterns von der Erde zu bestimmen. Aber als ich im Netz recherchierte, stellte ich fest, dass wir spezifische Ansätze haben, um die Entfernungen verschiedener Arten von Sternen zu bestimmen.

Also meine Frage ist jetzt konkreter.

Wie kann man bestimmen, wie weit eine klassische Cepheid entfernt ist?

Was ist, wenn die Cepheid extragalaktisch ist? Gibt es eine gute Methode, um die Lösung zu finden? Kann jemand vorschlagen, wie man eine Beziehung herleiten kann, um die Entfernung eines Cepheiden von uns zu ermitteln?

Es gibt das Periode-Leuchtkraft-Farbe Beziehung. Kann jemand zumindest die Zeitschriftenartikel eintragen, in denen ich eine Studie durchführen kann, um der Antwort auf meine Frage näher zu kommen?


Da Sie die Gleichungen anscheinend nicht kennen, werde ich versuchen, es einfach zu halten. Beachten Sie jedoch, dass in diesem Zusammenhang im Prinzip kein Unterschied zwischen galaktischen und extragalaktischen Cepheiden besteht.

Nun wissen wir, dass für die Cepheiden eine Periode-Leuchtkraft-Beziehung gilt:

$Psim L$

Wobei $P$ die vom Cepheiden beobachtete Pulsationsperiode und $L$ die beobachtete Leuchtkraft ist.

Das wissen wir auch:

$Lsim d$

wobei $d$ der Abstand der Quelle ist.

Dann ist es wie $Psim d$ zu schreiben.

Das bedeutet, dass wir, wenn wir die Pulsationsperiode eines Cepheiden beobachten, seine Entfernung kennen, und dies ermöglicht auch die Entfernung der Wirtsgalaxie.

Einige grundlegende Quellen:

Cepheid-Variable

Klassische Cepheid-Variable mit einigen Zahlen

Und einige Diagramme auch


Die Präzession des galaktischen Warps, verfolgt von den klassischen Cepheiden

Die Geschichte begann vor mehr als 3 Jahren, als ich Doktorand an der Peking University war. Zu dieser Zeit arbeitete ich an der Periode-Leuchtkraft-Beziehung klassischer veränderlicher Cepheiden-Sterne im Infrarotfenster. Cepheiden sind primäre Entfernungsindikatoren, die die astronomische Entfernungsleiter von der Lokalen Gruppe der Galaxien zu kosmologischen Entfernungen bilden. Sie sind sowohl wegen ihrer sehr hohen Leuchtkraft als auch wegen ihrer hervorragenden Entfernungsgenauigkeit unersetzlich. In unserer Milchstraße waren jedoch nur wenige Cepheiden bekannt, da unser Wissen über sie durch das starke Aussterben und die Ansammlung von Sternen in der galaktischen Ebene begrenzt war. Die Suche nach Milchstraßen-Cepheiden in Infrarotfenstern und deren Verwendung zur Untersuchung der Struktur der galaktischen Scheibe ist ein aktives Forschungsgebiet. Zum Zeitpunkt meiner früheren Studie wurden Cepheiden im Zusammenhang mit dem Galaktischen Zentrum und im äußeren Flare der Scheibe entdeckt, und es wurden auch mehrere mit den Spiralarmen assoziierte Cepheiden untersucht. Trotzdem lag die Zahl der bekannten Cepheiden noch bei nur etwa 1.000 und sie bedeckten weniger als 5% der Scheibenregion. So kam mir die Idee, großräumig in unserer Milchstraße nach neuen Cepheiden zu suchen.

Eine Gelegenheit ergab sich im April 2018, als der Wide-Field Infrared Survey Explorer (WISE) seinen photometrischen Katalog für das fünfte Jahr veröffentlichte, der es ermöglichte, nach periodischen Variablen mit Zeiträumen von bis zu 10 Tagen zu suchen. Basierend auf den WISE-Fünfjahresdaten veröffentlichten meine Mitarbeiter und ich einen periodischen Infrarot-Variablenkatalog mit mehr als 34.000 neuen Variablen – der Katalog umfasste 1.312 mögliche Cepheiden. Ich erkannte bald seine Macht für Studien über die Struktur der Scheibe der Milchstraße und sammelte alle bekannten Cepheiden, um die Spiralarme der Galaxie zu verfolgen. Meine Probe von Cepheiden stimmte jedoch offensichtlich nicht mit der Struktur der von Molekülwolken gezeichneten Spiralarme überein (siehe Abbildung 1c). Glücklicherweise bemerkte ich jedoch einen klaren Trend in der Cepheiden-Verteilung in unterschiedlichen Höhen über und unter der Ebene der Milchstraße. Dies implizierte, dass die galaktische Scheibe nicht einfach eine dünne Ebene ist. Eine Projektion dieser Cepheiden auf die YZ Ebene (siehe Abbildung 1a) zeigte eine offensichtlich verzogene Scheibe (siehe Abbildung 1b).

Abbildung 1: a: Von Cepheiden verfolgte dreidimensionale Karte der Scheibe der Milchstraße. b, c: Projektionen auf die Ebenen Yz (b) und XY (c). Das schwarze nach oben zeigende Dreieck ist die Position der Sonne, und die schwarze durchgezogene Linie bezeichnet die mittlere LON.

Eine intuitive 3D-Karte der Scheibe der Milchstraße wurde basierend auf der Verteilung von 1.339 Cepheiden erstellt (siehe Abbildung 1a). Meine Mitarbeiter Licai Deng und Richard de Grijs waren alle begeistert, als sie zum ersten Mal die Morphologie der Cepheiden-Scheibe sahen. Um eine höchstmögliche Genauigkeit der Ergebnisse zu gewährleisten, wurden Kontaminationen, wie sie durch verdunkelnde Doppelsysteme und Typ-II-Cepheiden verursacht werden, mit Hilfe von . ausgeschlossen Gaia DR2 Parallaxen und ein Abstandsgenauigkeitsschnitt von 5% wurde übernommen. Die verzogene und aufgeweitete Struktur der Gas- und Cepheiden-Scheibe stimmen hinsichtlich ihrer Amplituden gut miteinander überein. Interessanter ist, dass die globale Knotenlinie (LON, es bezeichnet eine Linie, die den aufsteigenden Knoten und den absteigenden Knoten einer Umlaufbahn verbindet) des Warps mit Sicherheit von der Richtung Galaktisches Zentrum-Sonne abweicht.

Basierend auf diesen genauen Entfernungen schlug mein Mitarbeiter Chao Liu vor, dass wir die Präzession des Warps erkennen könnten. Tatsächlich ändert sich der LON-Winkel des Warps mit dem galaktozentrischen Radius sowohl in der räumlichen als auch in der kinematischen Karte (Abbildung 2). Bei 12 ≤ ist ein deutlicher Anstieg des LON erkennbar R ≤ 15 kpc, in Rotationsrichtung der Milchstraße fortschreitend. Diese führende spiralförmige Musterverwerfung bestätigt die Vorstellung, dass der Ursprung des äußeren Scheibenmusters hauptsächlich durch Drehmomente induziert wird, die mit der massiven inneren Scheibe verbunden sind. Bei noch größeren Entfernungen R = 15,5 kpc, das LON scheint sich zu verdrehen. Darüber hinaus innerhalb R = 12 kpc, die LON-Winkel nehmen mit dem Radius ab. Diese Merkmale stützen die Idee, dass der Warp unserer Milchstraße der Regel folgt, die für andere Spiralgalaxien aufgestellt wurde (Briggs-Regel).

Abbildung 2: Die Präzession des Warp der Milchstraße.

Diese neue Morphologie bietet eine entscheidende aktualisierte Karte für Studien der Sternbewegungen unserer Galaxie und der Ursprünge der Scheibe der Milchstraße. In Zukunft möchten wir eine vollständigere Cepheiden-Probe verwenden, einschließlich der Objekte, die bei galaktozentrischen Radien gefunden wurden R > 15 kpc und hinter dem Galaktischen Zentrum, was eine noch genauere und detailliertere Scheibenstruktur offenbaren könnte. Auch andere Tracer wie Sterne bestimmter Spektraltypen oder offene Sternhaufen sollen das evolutionäre Verhalten des Warps unserer Milchstraße verfolgen.


Klassische Cepheiden als Entfernungsindikatoren und stellare Populations-Tracer in der Gaia-Ära

Giovedì 10 dicembre alle ore 15:00, la dott.ssa Giulia De Somma dell’INAF-Osservatorio Astronomico di Capodimonte e dell’Università Federico II di Napoli terrà il web-seminar dal titolo: Klassische Cepheiden als Entfernungsindikatoren und stellare Populations-Tracer in der Gaia-Ära.

Die Modellierung radial pulsierender Sterne, insbesondere der klassischen Cepheiden, ist von grundlegender Bedeutung, um die extragalaktische Entfernungsskala einzuschränken. Die verschiedenen Bestandteile, die in die theoretische Kalibrierung der klassischen Cepheiden-Entfernungsskala eingehen, können die Genauigkeit und Zuverlässigkeit der abgeleiteten Entfernungen beeinflussen und als solche Aufschluss über die Restsystematik bei der lokalen Bestimmung der Hubble-Konstanten geben. Dieses Thema hat in den letzten Jahren im Kontext der Debatte um die sogenannte Hubble-Konstante-Spannung ein erneutes Interesse erfahren: die ungelöste Diskrepanz zwischen dem von Riess et al (2016, 2018) abgeleiteten Wert auf der Grundlage der klassischen Cepheiden und die Ergebnisse des kosmischen Mikrowellenhintergrunds.
Im Rahmen meines Dissertationsprojekts trage ich zum Aufbau eines aktualisierten und genauen Satzes nichtlinearer konvektiver Pulsationsmodelle für klassische Cepheiden bei, die erstmals einen weiten Bereich von Sternparametern homogen abdecken, einschließlich Variationen in der angenommenen Masse- Leuchtdichteverhältnis und superadiabatische Konvektionseffizienz. Diese Modelle wurden verwendet, um das erste theoretische Szenario zu erstellen, das für diese Pulsatorenklasse im photometrischen System Gaia DR2 geeignet ist. Aus den vorhergesagten Lichtkurven wurden mittlere Helligkeiten und Farben erhalten und verwendet, um die ersten theoretischen Perioden-Leuchtkraft-Farbe- und Perioden-Wesenheit-Beziehungen in den Gaia-Durchlassbändern abzuleiten. Für jede Annahme bezüglich der Masse-Leuchtkraft-Beziehung und der Effizienz der superadiabatischen Konvektion wurden die vorhergesagten Beziehungen verwendet, um individuelle Distanzen für eine Stichprobe von Gaia DR2-Cepheiden bereitzustellen. Der Vergleich zwischen vorhergesagten und beobachteten Gaia-Parallaxen und die Implikationen für die extragalaktische Distanzskala werden diskutiert. Durch die Kombination unserer Pulsationsmodellergebnisse mit Vorhersagen des Sternentwicklungsmodells haben wir auch neue und genaue Perioden-Alter-Farb-Beziehungen in den Gaia-Bändern abgeleitet und sie dann auf die ausgewählten Gaia DR2-Cepheiden angewendet. Wir präsentieren und diskutieren die Verteilung der abgeleiteten individuellen Alter als Funktion der angenommenen Masse-Leuchtkraft-Beziehung und des Pulsationsmodus sowie die Implikationen unserer Ergebnisse für die galaktische Sternentstehungsgeschichte. Wir schließen mit mehreren Zukunftsperspektiven, während wir auf Gaia Data Release 3 warten.


Entfernung der extragalaktischen klassischen Cepheiden - Astronomie

Klassische veränderliche Cepheidensterne (im Folgenden: Cepheiden) sind vor allem für ihre entscheidende Rolle bei der Kalibrierung der kosmischen Entfernungsskala und damit für die Untersuchung der Dunklen Energie bekannt. Cepheiden sind jedoch weiterhin Objekte von hohem Interesse für die Sternphysik und zählen zu den am meisten untersuchten Arten veränderlicher Sterne.

Dieser Vortrag stellt aktuelle Beobachtungsarbeiten vor, die darauf abzielen, die Genauigkeit extragalaktischer Distanzmessungen zu erhöhen und neue Einblicke in stellare Pulsationen durch hochpräzise Beobachtungen mit modernster Instrumentierung vom Boden und aus dem Weltraum zu liefern. Insbesondere präsentiere ich, wie hochpräzise Radialgeschwindigkeitsmessungen von Cepheiden a) eine beispiellose Parallaxengenauigkeit unterstützen, b) systematische Unsicherheiten von Baade-Wesselink-Entfernungen aufdecken und c) die Entdeckung von atmosphärischen Geschwindigkeitsfeldstörungen ermöglicht haben, die derzeit nicht verstanden werden . Auch verwandte unregelmäßige Variabilitätsmuster, die durch hochpräzise photometrische und interferometrische Beobachtungen entdeckt wurden, werden diskutiert.

Die laufende ESA-Mission Gaia soll die stellare Astrophysik revolutionieren und einen hochgenauen Anker für die extragalaktische Entfernungsskala bieten. Wie dieser Talk zeigt, können hochpräzise Beobachtungen Geheimnisse von scheinbar gut verstandenen Sternen enthüllen und eine entscheidende Rolle dabei spielen, das volle Potenzial von Gaia auszuschöpfen.


Titel: Schlüsselprojekt zur extragalaktischen Entfernungsskala. III. Die Entdeckung der Cepheiden und eine neue Distanz zu M101 mit dem Wir berichten über die Entdeckung von 29 Cepheiden-Variablen in der Galaxie M101 mit der originalen Wide Field Camera (WFC) und der neuen Wide Field and Planetary Camera 2 (WFPC2) auf dem . Wir beobachteten ein Feld in M101 in 17 unabhängigen Epochen in (F555W), fünf Epochen in (F785LP/F814W) und eine Epoche in (F439W), mit einer Zeitintervall-Basislinie von 381 Tagen. Wir haben Cepheiden mit Perioden von 10 bis 60 Tagen gefunden. Die Daten wurden unter Verwendung von WFPC2-Beobachtungen kalibriert, wobei Nullpunkte abgeleitet sind von Beobachtungen von Cen, Pal 4 und NGC 2419. Diese Kalibrierung wurde unter Verwendung der photometrischen Nullpunkte des Medium Deep Survey (MDS) WFC und bodengebundener Sekundärstandards in . verifiziert und . Das Kalibrierungen stimmen zu 0,06 mag, und die Kalibrierungen stimmen zu 0,04 mag. Wir haben gebaut und Perioden-Leuchtkraft (PL)-Beziehungen und haben scheinbare Entfernungsmoduli basierend auf einem Entfernungsmodul für die Große Magellansche Wolke (LMC) von 18,50 mag und einer Rötung von abgeleitet ()=0.10 mag zu den LMC Cepheiden. Die Perioden-Rest-Minimierung wurde verwendet, um die mehr »-Effekte der Malmquist-Verzerrung auf den Anpassungsprozess der Periode-Leuchtkraft-Beziehung zu minimieren. Mit einem galaktischen Extinktionsgesetz und dem scheinbaren und Abstandsmoduli haben wir für die M101-Probe eine mittlere Rötung von ()=0.03 mag und ein echter Distanzmodul zu M101 von 29.340,17 mag, entsprechend einem Abstand von 7,40,6 Mpc. Die Fehlerquellen wurden durch ein systematisches Fehlerbudget rigoros verfolgt und zufällige Fehler tragen in etwa zu gleichen Teilen zum angegebenen Fehler bei. Die mittleren Metallhäufigkeiten in der Gasphase im LMC und im M101-Außenfeld sind ähnlich, sodass wir erwarten, dass die Metallizitätseffekte minimal sind. (Abstract Truncated) « weniger Bestimmung der extragalaktischen Entfernungsskala

Um das dreidimensionale Universum abzubilden, sind eine Reihe von Techniken erforderlich. In diesem Lab konzentrieren Sie sich auf eine bestimmte Technik, die nützlich ist, um Entfernungen zu benachbarten Galaxien und den nächsten Galaxienhaufen zu messen. Sie verwenden aktuelle Bilder des Hubble-Weltraumteleskops (HST), um die Entfernung zu einer Galaxie namens M100 zu bestimmen, indem Sie nach einer Vielzahl von veränderlichen Sternen suchen, die als bekannt sind Cepheiden-Variablen. (Die Bestimmung der extragalaktischen Entfernungsskala war eines der Schlüsselprojekte für das Hubble-Weltraumteleskop). Sie werden dann Ihre neu ermittelte M100-Distanz verwenden, um das Alter des Universums abzuschätzen!

Über: Ein Teil des Hubble Deep Field (HDF). Im Dezember 1995 wurden 10 Tage HST-Beobachtungszeit für Langzeitbelichtungen eines winzigen Flecks "leeren Himmels" durch Filter verschiedener Farben verwendet. Die Langzeitbelichtungen ermöglichen es uns, sehr schwache, weit entfernte Objekte zu sehen. Einfarbige Belichtungen wurden kombiniert, um dieses mehrfarbige Bild zu erzeugen. Die Region ist gefüllt mit Galaxien unterschiedlicher Morphologien und Farben! Einige der lichtschwächsten Objekte im HDF sind so weit entfernt, dass das Licht, das wir heute von ihnen sehen, vor über 10 Milliarden Jahren emittiert wurde, als unser Universum noch jung war! Um aus diesem zweidimensionalen Bild eine dreidimensionale Karte zu machen, muss man die Entfernung zu jedem Objekt im Bild kennen. Entfernungen werden auch benötigt, um den physikalischen Durchmesser und die intrinsische Leuchtkraft jeder Galaxie zu bestimmen. Das gezeigte Feld ist ungefähr 40 mal 70 Bogensekunden Himmel. (Zum Vergleich: Der Durchmesser des Vollmonds beträgt etwa 1800 Bogensekunden.) Weitere Bilder und Informationen zum Hubble Deep Field finden Sie auf den öffentlichen Webseiten des Space Telescope and Science Institute (STScI). Bildnachweis: Robert Williams und das Hubble Deep Field Team (STScI) und die NASA.


Klassische Cepheiden als Entfernungsindikatoren und stellare Populations-Tracer in der Gaia-Ära

Giovedì 10 dicembre alle ore 15:00, la dott.ssa Giulia De Somma dell’INAF-Osservatorio Astronomico di Capodimonte e dell’Università Federico II di Napoli terrà il web-seminar dal titolo: Klassische Cepheiden als Entfernungsindikatoren und stellare Populations-Tracer in der Gaia-Ära.

Die Modellierung radial pulsierender Sterne, insbesondere der klassischen Cepheiden, ist von grundlegender Bedeutung, um die extragalaktische Entfernungsskala einzuschränken. Die verschiedenen Bestandteile, die in die theoretische Kalibrierung der klassischen Cepheiden-Entfernungsskala eingehen, können die Genauigkeit und Zuverlässigkeit der abgeleiteten Entfernungen beeinflussen und als solche Aufschluss über die Restsystematik bei der lokalen Bestimmung der Hubble-Konstanten geben. Dieses Thema hat in den letzten Jahren im Kontext der Debatte um die sogenannte Hubble-Konstante-Spannung ein erneutes Interesse erfahren: die ungelöste Diskrepanz zwischen dem von Riess et al (2016, 2018) abgeleiteten Wert auf der Grundlage der klassischen Cepheiden und die Ergebnisse des kosmischen Mikrowellenhintergrunds.
Im Rahmen meines Dissertationsprojekts trage ich zum Aufbau eines aktualisierten und genauen Satzes nichtlinearer konvektiver Pulsationsmodelle für klassische Cepheiden bei, die erstmals einen weiten Bereich von Sternparametern homogen abdecken, einschließlich Variationen in der angenommenen Masse- Leuchtdichteverhältnis und superadiabatische Konvektionseffizienz. Diese Modelle wurden verwendet, um das erste theoretische Szenario zu erstellen, das für diese Pulsatorenklasse im photometrischen System Gaia DR2 geeignet ist. Aus den vorhergesagten Lichtkurven wurden mittlere Helligkeiten und Farben erhalten und verwendet, um die ersten theoretischen Perioden-Leuchtkraft-Farbe- und Perioden-Wesenheit-Beziehungen in den Gaia-Durchlassbändern abzuleiten. Für jede Annahme bezüglich der Masse-Leuchtkraft-Beziehung und der Effizienz der superadiabatischen Konvektion wurden die vorhergesagten Beziehungen verwendet, um individuelle Distanzen für eine Stichprobe von Gaia DR2-Cepheiden bereitzustellen. Der Vergleich zwischen vorhergesagten und beobachteten Gaia-Parallaxen und die Implikationen für die extragalaktische Distanzskala werden diskutiert. Durch die Kombination unserer Pulsationsmodellergebnisse mit Vorhersagen des Sternentwicklungsmodells haben wir auch neue und genaue Perioden-Alter-Farb-Beziehungen in den Gaia-Bändern abgeleitet und sie dann auf die ausgewählten Gaia DR2-Cepheiden angewendet. Wir präsentieren und diskutieren die Verteilung der abgeleiteten individuellen Alter als Funktion der angenommenen Masse-Leuchtkraft-Beziehung und des Pulsationsmodus sowie die Implikationen unserer Ergebnisse für die galaktische Sternentstehungsgeschichte. Wir schließen mit mehreren Zukunftsperspektiven, während wir auf Gaia Data Release 3 warten.


Unsere Arbeit

Zentrum für Astrophysik | Wissenschaftler von Harvard & Smithsonian verfeinern extragalaktische Messungen auf verschiedene Weise:

Kartierung der Struktur des Universums durch Messung der Entfernungen zu Galaxien. CfA-Astronomen leisteten Pionierarbeit bei dieser Methode, von der ersten Rotverschiebungsdurchmusterung im Jahr 1977 bis hin zu jüngsten Projekten wie der Two Micron All-Sky Survey (2MASS) Redshift Survey, die 2011 abgeschlossen wurde.
Astronomen enthüllen die vollständigste 3-D-Karte des lokalen Universums

Vermessung von Galaxien mit dem Baryon Oscillation Spectroscopic Survey (BOSS), um das „Standardlineal“ für extragalaktische Entfernungen zu erstellen. Dieses laufende Projekt hat Zehntausende von Galaxien kartiert und die besten Messungen geliefert, die Astronomen über die Beschleunigung der Expansion des Universums haben.
Ein einprozentiges Maß für Galaxien, die das halbe Universum entfernt sind

Ein optisches und Röntgenbild von Keplers Supernova, einer Supernova vom Typ Ia, die 1604 von Johannes Kepler beschrieben wurde. Supernovae vom Typ Ia sind Explosionen von Weißen Zwergen, mit denen Astronomen extragalaktische Entfernungen und die Expansionsrate des Universums messen.


Standard-Glühbirnen

Wir haben in Celestial Distances die große Frustration besprochen, die Astronomen empfanden, als sie erkannten, dass die Sterne im Allgemeinen nicht Standard waren Glühbirnen. Wenn jede Glühbirne in einem riesigen Auditorium eine Standard-100-Watt-Glühbirne ist, dann müssen Glühbirnen, die für uns heller aussehen, näher sein, während diejenigen, die dunkler aussehen, weiter entfernt sein müssen. Wenn jeder Stern eine Standardleuchtkraft (oder Wattzahl) wäre, könnten wir auf ähnliche Weise ihre Entfernungen „ablesen“, basierend darauf, wie hell sie uns erscheinen. Leider haben, wie wir erfahren haben, weder Sterne noch Galaxien eine Standardhelligkeit. Nichtsdestotrotz haben Astronomen nach Objekten gesucht, die sich in gewisser Weise wie eine normale Glühbirne verhalten – die die gleiche intrinsische (eingebaute) Helligkeit haben, wo immer sie sind.

Es wurden eine Reihe von Vorschlägen gemacht, welche Arten von Objekten effektive Standardbirnen sein könnten, darunter die hellsten Überriesensterne, planetarische Nebel (die viel ultraviolette Strahlung abgeben) und der durchschnittliche Kugelsternhaufen in einer Galaxie. Ein Objekt erweist sich als besonders nützlich: die Supernova vom Typ Ia. Bei diesen Supernovae handelt es sich um die Explosion eines Weißen Zwergs in einem Doppelsternsystem (siehe Die Evolution von Doppelsternsystemen). Beobachtungen zeigen, dass Supernovae dieses Typs alle fast die gleiche Leuchtkraft erreichen (etwa 4,5 × 10 9 LSonne) bei maximalem Licht. Mit solch enormer Leuchtkraft wurden diese Supernovae in einer Entfernung von mehr als 8 Milliarden Lichtjahren nachgewiesen und sind daher für Astronomen besonders attraktiv, um Entfernungen im großen Maßstab zu bestimmen. Ein Beispiel für eine solche Supernova ist in Abbildung 2 dargestellt.

Figur 2. Das helle Objekt unten links in der Mitte ist eine Supernova vom Typ Ia nahe ihrer Spitzenintensität. Die Supernova überstrahlt leicht ihre Wirtsgalaxie. Diese extreme Zunahme und Leuchtkraft helfen Astronomen, Ia-Supernova als Standardbirnen zu verwenden. (Kredit: NASA, ESA, A. Riess (STScI))

Mehrere andere Arten von Standardbirnen, die über große Entfernungen sichtbar sind, wurden ebenfalls vorgeschlagen, darunter die Gesamthelligkeit von beispielsweise riesigen Ellipsen und das hellste Mitglied eines Galaxienhaufens. Supernovae vom Typ Ia haben sich jedoch als die genauesten Standardbirnen erwiesen und sind in weiter entfernten Galaxien zu sehen als die anderen Arten von Kalibratoren. Wie wir im Kapitel über den Urknall sehen werden, haben Beobachtungen dieser Art von Supernova unser Verständnis der Entwicklung des Universums grundlegend verändert.


Entfernung der extragalaktischen klassischen Cepheiden - Astronomie

Hintergrundmaterial: Die Entfernungen zu Galaxien werden mit Cepheiden-Variablen zuverlässig bestimmt. Hier ist eine allgemeine Einführung in Cepheiden und andere pulsierende Sterne.

Historisches Material: Entdeckung, dass die Spiralnebel entfernte Galaxien und Verwandte der Milchstraße sind.

1920 war eine der wichtigsten Fragen der gesamten Wissenschaft: „Wie groß ist die Milchstraße und wie weit sind die Spiralnebel entfernt?“ Dies wurde in einer Debatte zwischen Harlow Shapley und Heber Curtis national bekannt. allgemein bekannt als die große Debatte. Das folgende Papier von Otto Struve zeigt, dass die Antworten beider Männer teils richtig, teils falsch waren. Shapley erlangte internationale Berühmtheit, Curtis blieb ein ziemlich Akademiker. Ihre Debatte umrahmte den Beginn der modernen extragalaktischen Astrophysik.

    Bei der großen Debatte ging es wirklich um zwei Fragen

    Was waren die frühen (vor 1925) Indikatoren dafür, dass M31 ein entferntes, unabhängiges Sternsystem war und NICHT Teil der Milchstraße? Einige der von Hubble zitierten Artikel sind in der NRAO-Bibliothek verfügbar, Sie können sie vielleicht lesen.

Hausaufgaben: Hubbles Variable Nummer 1 hat eine Periode von 31 Tagen und eine Helligkeitsänderung von 1,2 Größenordnungen. Wie ist das Verhältnis seines Flusses bei maximalem Licht zu dem bei minimalem Licht?

Aktuelles Material: Die derzeit besten Entfernungsbestimmungen zu den nächsten Galaxien mit Cepheiden und anderen pulsierenden Sternen.

Hausaufgaben: Wie groß sind die Entfernungen zu den Galaxien der Lokalen Gruppe in Kiloparsec unter Verwendung der Werte von Feast und Walker?