Edukira joan

Distantzia kosmikoen eskailera

Wikipedia, Entziklopedia askea
Paralajeen neurketak unibertsoko hiru osagai iheskorrenetakoak ulertzeko arrasto garrantzitsua izan daitezke: materia iluna, energia iluna eta neutrinoak[1].
Zeruko objektuekiko distantziak zehazteko astronomian erabiltzen diren metodoen segida.

Distantzia kosmikoen eskailera gero eta urrunago dauden objektuekiko distantzia neurtzeko metodo ezberdinen segidari ematen zaion izena da. Metodo bakoitza distantzia txikiagoetarako neurketa-metodo batean edo gehiagotan oinarritzen da, eskailera baten eskailera-maila ezberdin gisa ikus daitezkeenak. Eskaileran, eskailera-maila bat aurrera egiteko, beharrezkoa da aldez aurretik aurreko mailan finkatuta egotea.[2][3]

Ezinezkoa da, zuzenean, distantzia neurketak egitea 1000 pc baino gehiagora dauden objektuetara. Distantzia horietatik abiatuta, zenbait eredu fisiko hartu behar dira neurketa sistemen oinarritzat. Lehen ereduak, distantzia apur bat handiagoak egiteko, metodo zuzenekin kalibratu behar dira. Hortik aurrera, metodo bakoitza aurrekoetan oinarritzen da, eta, horrela, neurketetan zehaztasun eza areagotu egiten da.

Metodo geometrikoak[aldatu | aldatu iturburu kodea]

Hubbleren zehaztasun-neurketek Esne Biderako izar-distantziaren determinazioak 10 bider gehitu dituzte[4].

Neurketa-metodo batzuek objektu astronomikoaren konfigurazio geometrikoa soilik erabiltzen dute. Oro har, metodo horiek ikusmen-lerroarekiko mugimendu tangentzialak eta erradialak behatzea eskatzen dute. Mugimendu erradialak oso zehatz neurtzen dira objektu baten espektro-lerroen Doppler desplazamenduaren bidez. Mugimendu tangentzialen neurketa, berriz, oso zaila da objektuak dauden distantzia handia dela eta. Kasu askotan, Lurraren atmosferatik kanpo dauden sateliteak edo irrati-interferometria bezalako teknika bereziak behar dira bereizmen angeluar nahikoa lortzeko.

Paralaje trigonometrikoa[aldatu | aldatu iturburu kodea]

Artikulu nagusia: «paralaje»

Inguruko izarrekiko distantzia neurtzeko, paralaje astronomikoa erabiltzen da. Paralajea izar batek zeruan duen itxurazko posizioaren aldaketa da Lurrak ―Eguzkiaren inguruan― bere orbitan duen mugimenduaren ondorioz. Urruneko izarrak finko agertzen dira gertukoak gutxi gorabeherako elipse eszentriko batean mugitzen diren bitartean, izarrak ekliptikarekiko duen angelu erlatiboaren arabera. Metodo horrekin lortzen den distantzia neurtutako angeluaren eta Lurretik Eguzkirako distantziaren (unitate astronomikoa) arabera ematen da; beraz, bere zehaztasuna aurreko bi neurketen zehaztasunaren araberakoa da, zuzenean. 1989 eta 1993 artean, Hipparcos sateliteak, sistematikoki, 2,5 milioi izarren paralajea neurtu zuen, eta, neurketa horiekin, haien distantzia asko kalkulatu ahal izan ziren.

Kumulu higikorraren metodoa[aldatu | aldatu iturburu kodea]

Ikus, gainera: «Kumulu ireki»

Kumulu irekiak hodei molekular beretik, eta ia aldi berean, jaio diren izar multzoak dira. Talde horiek denbora batez elkartzen dira sakabanatu baino lehen, eta abiadura berarekin mugitzen dira. Propietate horiek erabiltzen dituen metodo geometriko hutsa erabil daiteke haien distantzia zehazteko, kumulu higikor deritzon metodoarekin.

Zentro galaktiko eta Karramarroaren Nebulosarako distantzia[aldatu | aldatu iturburu kodea]

Gure galaxiaren erdigunetik gertu dagoen eremuan, ur maser-ak ikus daitezke irrati-frekuentzian. Maser horien abiadura erradiala oso zehatz zehaztu daiteke emisioaren Doppler desplazamendutik. Abiadura tangentziala oinarrizko linea oso luzeko erradiointerferometria erabiliz neurtzen da. Maserak puntu zentral komun batetik, esferikoki, zabaltzen direla suposatzen da. Eredu horrekin eta abiadurarekin, distantzia zehaztu dezakezu. Esate baterako, metodo hau erabiliz, galaxiaren zentroa 7.500 ± 1.500 pc (24.000 ± 5.000 argi-urte) zegoela kalkulatu zen[5].

Karramarroaren Nebulosaren kasuan, aurreko hedapen-efektu bera ikus daiteke erradialki zein tangentzialki. Neurtutako datuekin, 6.300 argi urte inguruko distantzia kalkulatu zen[6].

Kandela estandarrak[aldatu | aldatu iturburu kodea]

Artikulu nagusia: «Kandela estandar»

Metodo geometrikoa erabiltzea ezinezkoa denean, kandela estandarrak deiturikoak erabiltzen dira distantzia neurtzeko. Kandela estandarrak beren distantzia neurtzeko erabil daitezkeen argitasun edo propietate ezaguna duten objektu astronomikoak dira. Objektu horiek ezaugarri batzuen arabera ezagutzeko aukera izan behar dute, hala nola denbora-aldakortasun zehatz batean edo haien espektro elektromagnetikoaren ezaugarriren batean. Horrez gain, kandelaren argitasun handiagoa edo txikiagoaren arabera ikus daiteke, eta, beraz, neur daiteke distantzia handiago edo txikiagoraino.

Argitasun ezaguna duen objektua kandela estandar gisa erabiltzeko, bere argitasun intrintsekoa kalibratu behar da. Objektutik jasotako fluxua (f) eta bere distantzia (d) ezagutzen badira lehen azaldutako metodo zuzenetako baten bidez, bere argitasuna honako erlazio honekin kalkula daiteke:

kandela horren argitasuna; hau da, distantziarekiko independentea den propietatea lortzen dugu. Kandela estandar gisa erabiltzen diren objektu batzuetan, argitasuna aldatzen da denborarekin, baina beti modu jakin batean.

Kandelarekiko distantzia ezin bada metodo geometrikoen bidez kalkulatu, beste klase bateko kandela batetik zenbatetsitako distantzia erabiliko litzateke. Horrela, gero eta distantzia handiagoak lortzen dira.

Hertzsprung-Russell diagramari doitzea[aldatu | aldatu iturburu kodea]

Izarrak Hertzsprung-Russell diagramaren barruan sailka daitezke beren propietate espektral eta argitasunaren arabera. Izar-talde batek ―kumulu ireki batek, adibidez― goiko diagramarekin bat datorren izarren banaketa du. Diagrama argitasun edo magnitude absolutuetan adierazten da, Lurretik ikusten dena izarren itxurazko magnitudea den bitartean. Magnitude absolutua (M) erlazio horrekin ikusitako itxurazko magnitudearekin (m) erlazionatuta dago:

Metodoa izar guztien batez besteko distantzia doitzean datza; horrek banaketa diagramara egokitzea dakar.

RR Lyrae aldagaiak[aldatu | aldatu iturburu kodea]

Artikulu nagusia: «RR Lyrae izar aldakor»

RR Lyrae motako izar aldakorrak RR Lyrae izarraren izen generikoa duten izar aldakorren prototipoa dira. Izar-multzoetan, kopuru handitan aurkitu ohi dira. Bere argitasuna ―edo bere magnitude absolutua― zehazki ezagutzen da. Bere itxurazko magnitudearekin alderatuz gero, nolako distantziara dagoen kalkula daiteke.

Zefeida aldagaiak[aldatu | aldatu iturburu kodea]

Artikulu nagusia: «Zefeida izar aldakor»

Zefeida izar aldakorrak oso argitsuak dira. Beren argitasuna ziklikoki aldatzen den arren, oso erlazio zehatza aurkezten dute haien argitasunaren eta beren periodoaren artean:

periodoa egunetan eta Mv magnitude absolutua izanik[7].

Zefeidak Esne Bidetik hurbil dauden galaxia batzuetan ikus daitezke, eta, horrela, haien distantzia zehaztu daiteke.

Sirena estandarra[aldatu | aldatu iturburu kodea]

Sistema bitar trinkoen kolapso-fasean sortutako grabitazio-uhinek —neutroi izarrak edo zulo beltzak, adibidez— propietate erabilgarria dute igorritako erradiazio grabitatorioaren anplitudea eta forma uhin grabitatorioen masaren araberakoak direlako. Uhin-formari erreparatuta, kirrinka horren masa, eta, beraz, anplitudea, kalkula daiteke. Gainera, grabitazio-uhinak ez daude itzaltzearen menpe bitarteko xurgatzaile baten ondorioa dela eta ―leiar grabitatorioaren menpe dauden arren. Hori dela eta, grabitazio- eta uhin-iturri hori bolumen ezaguna duen «sirena estandarra» da[8].

Iturburuaren eta jasotako anplitudeen arteko erlazioari esker, haien distantzia kalkula daiteke. Horrela, sirena estandarra, eskala kosmikoan, distantzia adierazle gisa erabil daiteke. Talka, optikoki ere ikus daitekeenean ―kilonova baten kasuan bezala―, Doppler desplazamendua neur daiteke, eta Hubble konstantea kalkulatu[9].

Kandela estandar estragalaktikoak[aldatu | aldatu iturburu kodea]

Tully-Fisher eta Faber-Jackson-en harremanak[aldatu | aldatu iturburu kodea]

Tully-Fisher erlazioa galaxia espiraletan —argitasunaren eta errotazio kurbaren artean— ikusten den erlazio enpirikoa da. HI lerroaren zabalera 21 cm-tan neurtu ohi da, errotazio-kurba ondo lagintzen baitu zentrotik nahikoa distantziara[10].

Faber-Jackson erlazioa aurrekoaren antzeko erlazioa da, baina galaxia eliptikoetan ikusten da. Gainera, izarren argitasunaren eta abiaduraren barreiatzearen arteko erlazioa adierazten du[11]. Erabilitako erlazio horren bertsio hobetuak galaxiaren hedadura angeluarra barne hartzen du eta D-σ deitzen da.

Azaleko distiraren gorabehera[aldatu | aldatu iturburu kodea]

Galaxiek gainazaleko distira-profil ezagunak jarraitzen dituzte. Galaxian izar erraldoi oso argitsuak egoteak gainazaleko distira horren gorabehera txikiak agertzea eragiten du. Galaxiaren gainazalean izarren banaketa homogeneoagoa edo homogeneoa hartzen bada, gainazal angeluar-eskualde definitu batean aldakuntza gehiago edo txikiagoa izango da barruan dauden izar erraldoien kopuruaren arabera. Erortzen diren izar kopurua galaxia zein urrun dagoenaren araberakoa izango da. Gainazaleko distira-gorabeherei buruzko Poisson-en estatistikak erabiliz, azalera-unitateko izar-kopurua kalkulatu, eta, kopuru horretatik abiatuta, galaxiarako distantzia ondoriozta daiteke.

Distira funtzioak[aldatu | aldatu iturburu kodea]

Metodo horrekin, objektu astronomiko mota batzuen argitasunaren banaketa tipikoa zehazten da. Banaketaren argitasuna ikusitako magnitudearekin egokituz, distantziaren adierazle bat lortzen da. Oro har, distantziak kalkulatzeko argitasun-funtziorik erabilienak nebulosa planetarioak, kumulu globularrak eta H II eskualdeetakoak dira.

Ia motako supernobak[aldatu | aldatu iturburu kodea]

Artikulu nagusia: «Supernova I mota»

Ia motako supernobak oso argitsuak dira, eta edozein galaxia motatan ikus daitezke. Oso ondo ezaugarritutako argi kurba dute, eta, horri esker, supernoba dagoen galaxiarako distantzia kalkula daiteke.

Hubbleren legea[aldatu | aldatu iturburu kodea]

Artikulu nagusia: «Hubbleren legea»

Hubbleren legeak dio galaxia baten igorpenaren gorrira lerratzea egon dagoen bere distantziarekiko proportzionala dela. Distantzia neurtzeko metodo hori aurreko metodoekin kalibratu behar da. Galaxia baten abiaduraren tokiko aldakuntza txikiek ziurgabetasun batzuk eragiten dituzte metodo hori erabiltzean. Urrutiko objektuen espektroak ikusteko erraztasun erlatiboa dela eta, urruneko objektuen neurketak egiteko dagoen metodo unibertsalena da, eta, kasu askotan, bakarra.

Erreferentziak[aldatu | aldatu iturburu kodea]

  1. Hubble finds Universe may be expanding faster than expected. .
  2. Zientzia, Elhuyar. (2000-06-01). «Distantzia kosmikoak neurtzeko sistema berria» Zientzia.eus (Noiz kontsultatua: 2022-10-20).
  3. «Unibertsoa uste baino azkarrago hedatzen da» UPV/EHU (Noiz kontsultatua: 2022-10-20).
  4. «Hubble stretches the stellar tape measure ten times further» ESA/Hubble Images.
  5. Reid, M. J.; Schneps, M. H.; Moran, J. M.; Gwinn, C. R.; Genzel, R.; Downes, D.; Roennaeng, B.. (1988). «The distance to the center of the Galaxy - H2O maser proper motions in Sagittarius B2(N)» Astrophysical Journal 330 809-816.
  6. Trimble, Virginia. (1973). «The Distance to the Crab Nebula and NP 0532» Publications of the Astronomical Society of the Pacific 85 (507) 579.
  7. Feast, M. W.; Catchpole, R. M.. (1997). «The Cepheid period-luminosity zero-point from HIPPARCOS trigonometrical parallaxes» Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 286 (1) L1.
  8. Hendry, Martin; Woan, Graham. (February 2007). «Gravitational astrophysics» Astronomy & Geophysics 48 (1): 1.10–1.17.  doi:10.1111/j.1468-4004.2007.48110.x..
  9. Abbott, B. P.. (16 de octubre de 2017). «A gravitational-wave standard siren measurement of the Hubble constant» Nature  doi:10.1038/nature24471..
  10. Tully, R. B.; Fisher, J. R.. (1977). «A new method of determining distances to galaxies» Astronomy and Astrophysics 54 (3) 661.
  11. Faber, S. M.; Jackson, R. E.. (1976). «Velocity dispersions and mass-to-light ratios for elliptical galaxies» Astrophysical Journal 204 (1) 668.

Bibliografia[aldatu | aldatu iturburu kodea]

Bibliografia gehigarria[aldatu | aldatu iturburu kodea]

Kanpo estekak[aldatu | aldatu iturburu kodea]