M31 un M33 ir divas no tuvākajām spirālveida galaktikām, un tās var būt par pamatu, lai noteiktu attālumus līdz attālākām spirālveida galaktikām un ierobežotu Visuma izplešanās ātrumu (Habla konstante). Tāpēc vairāku jaunu pētījumu, kas izmantoja tuvu infrasarkano staru datus, nozīmīgums un nozīme, lai noteiktu stabilus attālumus M31 (Andromeda) un M33 (Triangulum) (piemēram, Gieren et al. 2013), un kuru mērķis bija samazināt esošās nenoteiktības, kas saistītas ar pamatparametriem. tām galaktikām. Patiesi, uzticamie attālumi M31 un M33 ir īpaši svarīgi, ņemot vērā jauno Habla konstantes novērtējumu no Planck satelīta, kas ir nobīdīts attiecībā pret dažiem citiem rezultātiem, un šī atšķirība kavē centienus noskaidrot tumšās enerģijas raksturu (noslēpumainā spēka teorija kas izraisa Visuma paātrināto izplešanos).
Gieren et al. atzīmēja, ka “Virkne jaunu attāluma noteikšanu līdz M33… ir pārsteidzoši liels intervāls…, kas rada nopietnas bažas. Tā kā otra tuvākā spirālveida galaktika ir precīza [M33’s] attāluma noteikšana, ir izšķirošs solis kosmiskā attāluma kāpņu veidošanas procesā. ” Attiecībā uz M31, Riess et al. 2012. gads tāpat atzīmēja, ka “M31, Piena ceļa galaktikas tuvākais analogs, jau sen ir sniedzis svarīgus norādījumus, lai saprastu Visuma mērogu.“
Jaunie Gieren un Riess et al. attālumi ir balstīti uz tuvu infrasarkano staru novērojumiem, kas ir svarīgi, jo starojums no šīs elektromagnētiskā spektra daļas ir mazāk jutīgs nekā optiskie dati par putekļu absorbciju, kas atrodas gar mūsu redzes līniju (sk. attēlu zemāk). Pareiza putekļu ietekmes uzskaite ir galvenā problēma kosmiskā attāluma mēroga darbā, jo tā izraisa mērķu šķelšanos. “dažādi pieņēmumi par [putekļu aizēnošanu] ir galvenais avots neatbilstībām starp dažādiem attāluma noteikšanas gadījumiem M33.”Atzīmēja Gieren et al., Un tas pats attiecas uz attālumu līdz M31 (sk. Riess et al.).
The Gieren un Riess et al. attālumi līdz attiecīgi M33 un M31 tika iegūti no Kefeīdu novērojumiem. Kefeīdi ir mainīgu zvaigžņu kategorija, kurai raksturīgas periodiskas spilgtuma izmaiņas (tās pulsē radiāli). Kefeīdus var izmantot kā attāluma indikatorus, jo to pulsācijas periods un vidējais spilgtums ir savstarpēji saistīti. Šīs attiecības Henrietta Leavitt atklāja 1900. gadu sākumā. Zemāk parādīts M31 kefīdiem iegūtais pseidoperioda un gaismas koeficients.
Gieren et al. novēroja 26 kefīdus M33 un noteica attālumu ~ 2 740 000 gaismas gadu. Komanda piebilda, ka “Kā pirmais mūsdienu M33 tuvās un infrasarkanās daļas Cepheid pētījums kopš… kādiem 30 gadiem… mēs šo darbu uzskatām par nokavētu…”Astronomi gaismas attālumos bieži norāda attālumus līdz objektiem, kas nosaka laiku, kas vajadzīgs, lai no avota izstarotā gaisma sasniegtu novērotāju. Neskatoties uz to, ka (ierobežotais) gaismas ātrums ir 300 000 000 m / s, stari jāšķērso “astronomiskos” attālumos. Ielūkošanās kosmosā sniedz unikālu iespēju atgriezties laikā.
Tālāk parādītie attālumi līdz M33 norāda uz svarīgiem punktiem cilvēces zināšanu evolūcijā. Izkliede netālu no 1920. gada daļēji izriet no diskusijām par to, vai Piena ceļš un Visums ir sinonīmi. Citiem vārdiem sakot, vai galaktikas pastāv ārpus Piena ceļa? Šī tēma ir iemūžināta slavenajās lielajās debatēs (1920), kurās piedalās H. Šaplejs un H. Kurts (pēdējie iestājās par ekstragalaktisku mērogu). Datu nobīde starp laikposmu pirms 1930. gada un pēc 1980. gada daļēji izriet no gandrīz divkāršotā kosmiskā attāluma skalas pieauguma, kas tika atzīts ap 1950. gadu (sk. Arī Feast 2000). Acīmredzama ir arī izkliede, kas saistīta ar attālumiem pēc 1980. gada, kas tikai pastiprina jauno ļoti precīzo attālumu aprēķinu nozīmi.
Riess et al. ieguva datus par aptuveni 70 kefīdiem un noteica attālumu M31 apmēram 2,450 000 gaismas gadu. Pēdējo apstiprina jauns Contreras Ramos et al pētījums. 2013. gads (d ~ 2,540 000 ly), kura attāluma aprēķins balstījās uz datiem par zvaigznēm M31 gredzenveida klasterī.
Lai iegūtu ticamus zvaigžņu mērījumus galaktikās, kas atrodas gandrīz 3 000 000 miljonu gaismas gadu attālumā, ir nepieciešami augstākās klases instrumenti un teleskopi. Gieren et al. izmantoja zemāk parādīto 8,2 m ļoti lielo teleskopu (Yepun), savukārt Riess un Contreras Ramos et al. analizēja novērojumus no Habla kosmiskā teleskopa. Riess et al. iegādājās M31 attēlus, izmantojot jauno platleņķa kameru 3, kas aizstāja platekrāna un planētas kameru 2 (“Kamera, kas saglabāja Hablu“) Slavenās 2009. gada apkalpošanas misijas laikā.
Jaunie rezultāti iezīmē kulmināciju gadsimta centienu vērtībā, lai nodrošinātu precīzus attālumus līdz mūsu Galaktikas vietējai spirāles radiniecei (M31 un M33). Tomēr nobīde starp Planku un noteiktām Habla konstantes noteikšanām uz Cepheid / SN bāzes prasa turpināt pētījumu, lai identificētu ar metodēm saistītās nenoteiktības.
Gieren et al. atradumi ir pieņemti publicēšanai Astrophysical Journal (ApJ), un priekšspiedums ir pieejams arXiv. Gan Riess, gan Contreras Ramos et al. pētījumi tāpat tiek publicēti ApJ. Ieinteresētais lasītājs, kurš vēlas iegūt papildinformāciju par kosmiskā attāluma skalu un Kefeīdiem, atradīs šādus atbilstošos resursus: AAVSO raksts par Delta Cephei (Kefeīdu mainīgo klases nosaukumvārds), Freedman & Madore (2010), Tammann & Reindl 2012, Fernie 1969. gads, NASA / IPAC extragalactic datu bāze, G. Džonsona Miss Leavitt zvaigznes: Neizstāstītais stāsts par sievieti, kura atklāja, kā izmērīt Visumu, D. Fernie's Visuma bura: Astronomi un viņu atklājumi, Nika Allena Cepheid attāluma skala. : Vēsture, D. Tērnera klasiskie kefīdi pēc 228 studiju gadiem, J. Perija izpratne par mainīgajām zvaigznēm.
