M31 a M33 jsou dvě z nejbližších spirála galaxií a může tvořit základ pro určování vzdáleností od vzdálenějších spirálních galaxií a omezení rychlosti rozpínání vesmíru ( Hubbleova konstanta ). Z toho plyne relevance a důležitost několika nových studií, které byly použity blízko infračerveného údaje pro stanovení pevných vzdáleností pro M31 (Andromeda) a M33 (Triangulum) (např. Gieren a kol. 2013 ), a jeho cílem bylo snížit existující nejistoty spojené se základními parametry pro tyto galaxie. Spolehlivé vzdálenosti pro M31 a M33 jsou zvláště důležité s ohledem na nový konstantní odhad HST z družice Planck , která je oproti některým dalším výsledkům vyrovnána a tento rozdíl brání v úsilí zjistit povahu temná energie (záhadná síla, o které se předpokládá, že způsobuje zrychlenou expanzi vesmíru).
Gieren a kol. poznamenal, “řada nových určení vzdálenosti k M33 … přesahuje překvapivě velký interval … což je důvodem k vážným obavám. Jako druhá nejbližší spirální galaxie je přesné určení vzdálenosti [M33] zásadním krokem v procesu budování žebřík kosmické vzdálenosti .'Pokud jde o M31, Riess a kol. 2012 rovněž poznamenal, že „M31, nejbližší analog Mléčné dráhy, již dlouho poskytuje důležité vodítko k pochopení měřítka vesmíru.'
Nové supi a Riess a kol. vzdálenosti jsou založeny na blízko infračerveného pozorování, která jsou relevantní, protože záření z této části elektromagnetické spektrum jsou méně citlivé než optická data na absorpci prachem umístěným podél naší zorné čáry (viz obrázek níže). Správné zohlednění dopadu prachu je hlavním problémem při práci s kosmickou vzdáleností, protože způsobuje, že se cíle zdají slabší. “různé předpoklady o [zakrytí prachu] jsou hlavním zdrojem nesrovnalostí mezi různými určeními vzdálenosti pro M33.“ poznamenal Gieren a kol. a totéž platí pro vzdálenost k M31 (viz Riess a kol. ).
Optické a blízko infračerveného obrázky zdůrazňují, jak prach zakrývá světlo vyzařované z cílů podél zorné čáry a že úroveň zatemnění je závislý na vlnové délce . Nové vzdálenosti stanovené pro M31 a M33 jsou založeny na blízko infračerveného pozorování, která jsou na toto zatemnění méně citlivá (kredit obrázku: Alves a kol. 2001) .
The supi a Riess a kol. vzdálenosti k M33 a M31, v tomto pořadí, byly odvozeny z pozorování Cefeidy . Cefeidy jsou třídou proměnných hvězd které vykazují periodické změny jasu ( pulsují radiálně ). Cefeidy mohou být použity jako indikátory vzdálenosti, protože jejich perioda pulsace a střední svítivost jsou ve vzájemném vztahu. Ten vztah objevil Henrietta Leavittová na počátku 20. století. Vztah pseudo perioda-svítivost odvozený pro M31 Cefeidy je uveden níže.
Gieren a kol. pozoroval 26 cefeid v M33 a stanovil vzdálenost ~2 740 000 světelné roky . Tým dodal, že „Jako první moderní blízko infračerveného Cepheid studie [of] M33 od ... asi 30 let ... považujeme tuto práci za dávno opožděnou ...Astronomové často uvádějí vzdálenosti k objektům uvnitř světelné roky , která definuje dobu potřebnou k tomu, aby světlo vyzařované ze zdroje dosáhlo pozorovatele. Přestože (konečná) rychlost světla je 300 000 000 m/s, paprsky musí překonat „astronomické“ vzdálenosti. Pohled do vesmíru poskytuje jedinečnou příležitost nahlédnout zpět v čase.
Existuje vztah mezi a cefeidy periodické změny jasu a jeho střední svítivost. Astronomové používají tento trend, který byl objeven na počátku 20. století Henrietta Leavittová k určení vzdáleností k hostitelům galaxií Cefeidy . Na obrázku výše je na vodorovné ose znázorněna perioda pulsace a na svislé ose je definována zástupná hodnota svítivosti (kredit obrázku: Obr. 2 z Riess et al. , arXiv /ApJ).
Níže uvedené vzdálenosti k M33 představují klíčové body ve vývoji znalostí lidstva. Rozptyl poblíž 20. let 20. století částečně pramení z debaty o tom, zda jsou Mléčná dráha a vesmír synonyma. Jinými slovy, existují galaxie za Mléčnou dráhou? Téma je zvěčněno ve slavných skvělá debata (1920) s H. Shapleyem a H. Curtisem (ten obhajoval extragalaktické měřítko). Posun mezi údaji před rokem 1930 a po roce 1980 je částečně výsledkem téměř dvojnásobný nárůst na stupnici kosmické vzdálenosti, která byla rozpoznána kolem roku 1950 (viz také Svátek 2000) . Zřejmý je také rozptyl spojený se vzdálenostmi po roce 1980, který jen posiluje důležitost nových vysoce přesných odhadů vzdáleností.
Riess a kol. získal data pro asi 70 cefeid a určil vzdálenost pro M31 ~2 450 000 světelné roky . To je potvrzeno novou studií od Contreras Ramos a kol. 2013 (d~2 540 000 ly), jehož odhad vzdálenosti se opíral o údaje o hvězdách v M31 kulové hvězdokupy .
Podmnožina vzdáleností odvozených pro M33, jak jsou sestaveny z odhadů uvedených v Extragalaktická databáze NASA/IPAC ( Steer & Madore ). Na svislé ose je vzdálenost ke galaxii v jednotkách světelné roky a rok je uveden na vodorovné ose. Červená šipka a černý datum označují nový blízko infračerveného založená vzdálenost od Gieren a kol. (kredit obrázku: DM).
K získání spolehlivých měření hvězd v galaxiích téměř 3 000 000 milionů jsou zapotřebí špičkové přístroje a teleskopy. světelné roky pryč. Gieren a kol. využila 8,2 m dalekohledu Very Large Telescope (Yepun) uvedeného níže Riess a Contreras Ramos a kol. analyzovaná pozorování z Hubbleův vesmírný dalekohled . Riess a kol. získal snímky M31 prostřednictvím nové Širokoúhlá kamera 3 , který nahradil širokoúhlou a planetární kameru 2 („ Kamera, která zachránila Hubblea ') Během slavná servisní mise z roku 2009 .
Nové výsledky znamenají vyvrcholení stoletého úsilí zaměřeného na zajištění přesných vzdáleností pro místní spirální příbuzné (M31 a M33) naší Galaxie. Nicméně, posun mezi Planckovou a určitými cefeidami/SN založenými na určení Hubbleovy konstanty požaduje, aby výzkum pokračoval s cílem identifikovat nejistoty spojené s metodami.
Gieren a kol. použil 8,2m Very Large Telescope (Yepun) k zobrazení hvězd v M33 a odvodil vzdálenost k této galaxii (poděkování: G. Hüdepohl / ŽE ).
The Gieren a kol. nálezy byly přijaty k publikaci v časopise Astrophysical Journal (ApJ) a předtisk je k dispozici na arXiv . Oba Riess a Contreras Ramos a kol. studie jsou rovněž publikovány v ApJ. Čtenář, který má zájem o další informace o měřítku kosmických vzdáleností a cefeidách, najde následující relevantní zdroje: Článek AAVSO o Delta Cephei (jmenovec pro třídu proměnných Cepheid), Freedman & Madore (2010) , Tammann & Reindl 2012 , Fernie 1969 , Extragalaktická databáze NASA/IPAC , G. Johnson's Hvězdy slečny Leavittové: Nevyřčený příběh ženy, která objevila, jak měřit vesmír , D. Fernieho Vyplouváme do vesmíru: Astronomové a jejich objevy , Nick Allen Cepheid Distance Scale: A History , D. Turnera Klasické cefeidy po 228 letech studia , J. Percyho Pochopení proměnných hvězd .