Kuidas mõõdetakse tähtede kaugust Maast?
Mõõtmistehnikaid on tegelikult mitu ning nende kasutamine sõltub eelkõige sellest, kui kaugele on vaja pilku heita.
Kõigi mõõtmistehnikate kogumit nimetatakse kosmiliste kauguste astmikuks (ingl cosmic distance ladder), millel iga tehnika võimaldab koguda teavet, mida saab kasutada järgmisel kaugusastmel. Kõik need tehnikad rajanevad valguskiirguse füüsikalistel omadustel.
Lähedaste, meie koduses Linnutee täheparves asuvate tähtede kauguseid mõõdavad astronoomid lihtsa trigonomeetria abil. Sedamööda, kuidas Maa liigub ümber Päikese, paistavad mõnede tähtede asukohad taevas teiste, kaugemate tähtede suhtes muutuvat. Seda nimetatakse parallaksiks.
Meie endi silmades teeb sama nähtus võimalikuks sügavustaju. Kui kahtlete, eks proovige järele: osutage sõrmega punktile seinal ning sulgege seejärel silmi kordamööda. Jääb mulje, nagu liiguks punkt vahepeal teie nimetissõrme taha. Mida lähemal on vaadeldav objekt vaatlejale, seda suurem on parallaks.
Astronoomias on selle põhjal kaugusarvutuste tegemiseks vaja kõigepealt teada Maa kaugust Päikesest, mis annab kätte Maa orbiidi läbimõõdu. Nii tuletatud vahemaa kujutab endast kujuteldava võrdhaarse kolmnurga alumist külge.
Seejärel tuleb iga kuue kuu tagant mõõta tähe suhtelist asukohta ja märkida üles selle asukoha nihkumise määr taevavõlvil. Taolised vaatlused võimaldavad tuletada kolmnurga ülejäänud kaks külge. Nende vahele jääv nurk ongi parallaks.
Pärast parallaksi väljaselgitamist pole enam keeruline tuletada kolmnurga külgede pikkused, mis annavadki tulemuseks tähe kauguse Maast.
Veidi kaugemateks mõõtmisteks
tuleb aga ära kasutada valguse üht teistsugust omadust.
1908. aastal uuris Harvardi kolledži observatooriumi juures töötanud Henrietta Leavitt muutlikke tähti — selliseid, mille eredus varieerub tundide või päevadega sedamööda, kuidas neid moodustav heelium kuumeneb ja paisub ning seejärel jahtub ja kokku tõmbub.
Leavitt mõistis, et tähe ereduse ning selle vahel, kui palju kulub aega tähe ereduse kasvamiseks, seejärel kuhtumiseks ja jälle uuesti kasvamiseks, on ilmne seos.
Neid pulseerivaid tähti nimetatakse tsefeiidideks (ingl Cepheid variables) ning nende avastamine tegi võimalikuks kosmoloogia sellisel kujul, nagu me seda praegu tunneme.
Kaugemal asuvad tähed paistavad tuhmimad, kuna nende valgus kiirgab igas suunas laiali ja hajub. Seega, kui te teate kui ere mingi objekt peaks olema ja võrdlete seda ereduse määraga, mis objektilt tegelikult paistab, saate välja arvutada objekti tegeliku kauguse. Ning Leavitt oli avastanud, et kui objekti pulseerimisperiood on teada, on teada ka, kui ere see olema peaks.
Tagamaks taoline mõõtmismeetodi korrektset kalibreerimist tuleb ereduse määr seostada vähemalt ühe tsefeiidi tegeliku kaugusega. Astronoomid tegidki seda kahetähelise süsteemi Delta Cephei abil, mis asub meile nii lähedal, et võimalik on mõõta ka selle parallaksi.
Äärmiselt oluline on aga demonstreerida, et „standardküünlad“ nagu tsefeiidid on tõepoolest standardsed igal pool, sest muidu osutuvad mõõtmistulemused valeks. 1950. aastatel mõistis astronoom Walter Baade, et mõned lähedalasuvad tsefeiidid on tüübilt teistsugused kui teistes galaktikates asuvad kaugemad tsefeiidid.
See tähendas, et astronoomid ei kõrvutanud sarnast sarnasega, mis omakorda tähendas, et kaugemad tsefeiidid olid tegelikult palju kaugemal kui seni oli arvatud. Nii kahekordistasid Baade mõõtmised meile tuntud universumi suurust.
Väljaspool Linnuteed
paiknevate tähtede kauguse mõõtmiseks kasutavad täheteadlased sageli ka plahvatavaid tähti.
Supernoovasid on mitme kuju ja suurusega, kuid kosmiliste tollipulkade konstrueerimisel on kõige tähtsamad just Ia-klassi supernoovad.
Nood plahvatused leiavad aset kaksik-tähesüsteemides, milles valge kääbus on hakanud oma punasest hiiust kaaslaselt ainest endasse "imema".
Kui valge kääbuse mass kasvab piisavalt suureks, käivitub selle põues pöördumatu tuumade ühinemise ehk fusioonreaktsioon ning täht paiskub tükkidena kosmosesse laiali.
Taolisel sündmusel on väga konkreetne suuruspiirang, mistõttu seda tüüpi supernoovadel on kõigil enam-vähem sama suur mass ja nende kõigi valguskiirgus on umbes sama ere.
Võrreldes seda eredust teieni küündiva ereduse määraga saategi teada, kui kaugel täht on.
Tänu sellele ongi Ia-klassi supernoovasid võimalik kasutada "standardküünaldena" selliste vahemaade mõõtmiseks, mis ületavad oluliselt tsefeiidide pakutavaid mõõtmisvahemikke.
