M31 ja M33 ovat kahta lähimmistä spiraaligalakseista, ja ne voivat muodostaa perustan etäisyyksien määrittämiseksi kaukaisempiin spiraaligalakseihin ja rajoittaa maailmankaikkeuden (Hubble-vakio) laajentumisnopeutta. Tästä syystä useiden uusien tutkimusten, jotka käyttivät lähellä infrapuna-dataa, merkityksellisyys ja merkitys M31: n (Andromeda) ja M33: n (Triangulum) kiinteiden etäisyyksien määrittämiseksi (esim. Gieren ym. 2013) ja joiden tarkoituksena oli vähentää olemassa olevia epävarmuustekijöitä, jotka liittyvät perusparametreihin. niille galakseille. Luotettavat etäisyydet M31: lle ja M33: lle ovat todellakin erityisen tärkeitä Planck-satelliitin uuden Hubble-vakioestimaatin valossa, joka on siirretty suhteessa tiettyihin muihin tuloksiin, ja tämä ero estää pyrkimyksiä selvittää pimeän energian luonne (salaperäinen voima, jonka teoria joka aiheuttaa maailmankaikkeuden kiihtyneen laajentumisen).
Gieren et ai. huomautti, että "joukko uusia etäisyysmäärityksiä M33: een… kattaa yllättävän suuren välin…, mikä on vakava huolenaihe. Toisena lähimpänä spiraaligalaksiana [M33: n] etäisyyden tarkka määrittäminen on tärkeä askel kosmisen etäisyysportaan rakentamisprosessissa. " M31: n suhteen Riess et ai. 2012 huomautti myös, että ”M31, Linnunradan galaksin lähin analogi, on jo kauan toimittanut tärkeitä vihjeitä maailmankaikkeuden mittakaavan ymmärtämiseen.“
Uusi Gieren ja Riess et ai. etäisyydet perustuvat lähi-infrapunahavaintoihin, jotka ovat merkityksellisiä, koska sähkömagneettisen spektrin kyseisestä osasta tuleva säteily on vähemmän herkkä kuin optinen data näkölinjan varrella sijaitsevan pölyn absorptiolle (ks. alla oleva kuva). Pölyn vaikutusten asianmukainen huomioon ottaminen on pääasiallinen ongelma kosmisessa etäisyysmittauksessa, koska se aiheuttaa kohteiden näyttävän himmeämmiltä. ”erilaiset oletukset [pölyn hämärtymisestä] ovat ensisijainen lähde M33: n eri etäisyysmääritysten välisille eroille.”Totesi Gieren et al., Ja sama pätee etäisyyteen M31: ään (katso Riess et al.).
Gieren ja Riess et ai. etäisyydet M33: iin ja M31: ään, vastaavasti, pääteltiin kefeidien havainnoista. Kefeidit ovat luokka muuttuvia tähtiä, joilla on säännöllisiä kirkkausvaihteluita (ne sykkyvät säteittäisesti). Kefeidejä voidaan käyttää etäisyysindikaattoreina, koska niiden pulsaatioaika ja keskimääräinen valoisuus ovat korreloituneet. Henrietta Leavitt löysi tämän suhteen 1900-luvun alkupuolella. M31-kefeideille johdettu pseudojakson ja valoisuuden suhde esitetään alla.
Gieren et ai. havaitsi 26 kefeidiä M33: ssa ja saavutti etäisyyden ~ 2 740 000 valovuotta. Ryhmä lisäsi, että ”M33: n ensimmäisenä nykyaikaisena lähi-infrapuna-Cepheid-tutkimuksena noin [noin 30 vuotta] lähtien ... pidämme tätä työtä kauan myöhässä ...”Tähtitieteilijät mainitsevat etäisyydet esineisiin usein valovuosina, mikä määrittelee ajan, joka lähteeltä lähtevän valon on päästävä tarkkailijaan. Huolimatta siitä, että (äärellinen) valon nopeus on 300 000 000 m / s, säteiden on kuljettava “tähtitieteellisiä” etäisyyksiä. Avaruuteen katseleminen tarjoaa ainutlaatuisen mahdollisuuden verrata ajassa taaksepäin.
Jäljempänä esitetyt etäisyydet M33: sta välittävät perimmäisiä kohtia ihmiskunnan tiedon evoluutiossa. Hajanaisuus 1920-luvun lähellä johtuu osittain keskustelusta siitä, ovatko Linnunrata ja maailmankaikkeus synonyymejä. Toisin sanoen, onko galakseja Linnunradan ulkopuolella? Aihetta kuolemattomassa tunnetussa suuressa keskustelussa (1920), jossa esiintyivät H. Shapley ja H. Curtis (jälkimmäinen puolusti ylimääräistä galaktista laajuutta). Vuotta 1930 edeltäneen ja vuoden 1980 jälkeisen datan välinen siirtymä johtaa osittain melkein kaksinkertaiseen lisäykseen noin 1950 tunnustetussa kosmisessa etäisyysasteikossa (ks. Myös Feast 2000). Myös vuoden 1980 jälkeisiin etäisyyksiin liittyvä sironta on selvää, mikä vain vahvistaa uusien erittäin tarkkojen etäisyysarvioiden merkitystä.
Riess et ai. sai tietoja noin 70 kefeidistä ja määritti M31: n etäisyydeksi ~ 2 450 000 valovuotta. Jälkimmäistä vahvistaa uusi tutkimus, jonka ovat esittäneet Contreras Ramos et ai. 2013 (d ~ 2 540 000 ly), jonka etäisyysarvio perustui M31: n pallomaisen klusterin tähtiä koskeviin tietoihin.
Tarvitaan huippuluokan instrumentteja ja kaukoputkia, jotta saadaan luotettavia tähtimittauksia galakseissa, jotka ovat lähellä 3 000 000 miljoonaa valovuotta. Gieren et ai. käytti alla olevaa 8,2 m: n erittäin suurta teleskooppilaitetta (Yepun), kun taas Riess ja Contreras Ramos et ai. analysoi havainnot Hubble-avaruusteleskoopista. Riess et ai. hankki kuvia M31: stä uuden laajakenttäkameran 3 kautta, joka korvasi laajakentän ja planeettakameran 2 (“Kamera, joka tallensi Hubblen”) Kuuluisan vuoden 2009 virkamatkan aikana.
Uudet tulokset merkitsevät vuosisadan kannattavuuden ponnistelua, jonka tavoitteena on varmistaa tarkat etäisyydet galaksemme paikalliselle kierteelle (M31 ja M33). Planckin ja tiettyjen Hubble-vakion Cepheid / SN-pohjaisten määritysten välinen ero vaatii kuitenkin tutkimuksen jatkamista menetelmiin liittyvien epävarmuustekijöiden tunnistamiseksi.
Gieren et ai. Havainnot on hyväksytty julkaistavaksi Astrophysical Journal (ApJ) -lehdessä, ja esipainatus on saatavana arXiv: llä. Sekä Riess että Contreras Ramos et ai. tutkimukset on myös julkaistu ApJ: ssä. Kiinnostunut lukija, joka haluaa lisätietoja kosmisesta etäisyysasteikosta ja kefeideistä, löytää seuraavat resurssit asiaankuuluviksi: AAVSO: n artikkeli Delta Cepheistä (Cepheid-muuttujien luokan nimi), Freedman & Madore (2010), Tammann & Reindl 2012, Fernie 1969, NASA: n / IPAC: n extragalaktinen tietokanta, G. Johnsonin Miss Leavitt's Stars: Sanomaton tarina naisesta, joka löysi kuinka mitata maailmankaikkeutta, D. Fernie: n purjehti universumille: tähtitieteilijät ja heidän löytönsä, Nick Allenin Cepheid-etäisyysasteikko : Historia, D. Turnerin klassiset kefeidit 228 opiskeluvuoden jälkeen, J. Percyn ymmärtämä muuttuvat tähdet.
