Kako znamo koliko su zvijezde udaljene?

Udaljenost neke zvijezde je važan podatak jer jačina njenog prividnog sjaja na noćnom nebu, osim stvarne količine zračenja, ovisi i o tome koliko nam je blizu ili daleko. Neke zvijezde nam se čine jako sjajne, a razlog tome može biti njihova blizina; neke se pak zvijezde mogu doimati slabijeg sjaja jer su jako udaljene. Kako bismo utvrdili je li neka zvijezda prividno sjajna zato jer je blizu ili zato što stvarno zrači veliku količinu energije moramo odrediti njenu udaljenost.

Određivanje udaljenosti u astronomiji je oduvijek bilo težak posao. Postoje različite metode mjerenja, a svaka od njih pogodna je za različite udaljenosti, odnosno, ne mogu se sve koristiti na svim udaljenostima. Najstarija metoda koja se koristi i danas, no kojom je moguće odrediti udaljenosti samo najbližih zvijezda, metoda je zvjezdane paralakse. Ona se svodi na mjerenje kutnog pomaka zvijezde gledajući s dvije nasuprotne točke na Zemljinoj orbiti oko Sunca. Tijekom šest mjeseci Zemlja napravi polovicu kruga na svom putu oko Sunca što čini najveću moguću dužinu osnovice za izračunavanje zvjezdane paralakse, u iznosu od dvije astronomske jedinice (1 a.j. = 149.598.000 km). S obzirom na promjenu položaja opažača, promatrana zvijezda će promijeniti svoj položaj u odnosu na udaljenije zvijezde u pozadini.

Paralaksa (p) promatrane zvijezde jednaka je polovici kuta za koji se prividno pomaknula. Što je veća paralaksa (p) to je manja udaljenost (d) promatrane zvijezde. Izmjerena paralaksa u iznosu jedne kutne sekunde (1'') značio bi da je promatrana zvijezda od Zemlje udaljena 1 parsek (1 pc). Jedan parsek definiramo kao udaljenost objekta koji ima paralaksu od jedne kutne sekunde.

Udaljenost (d) promatrane zvijezde u parsecima obrnuto je proporcionalna iznosu paralakse u kutnim stupnjevima: d = 1/p

Ako za primjer uzmemo najsjajniju zvijezdu noćnog neba – Sirius, koja ima paralaksu 0,379 kutnih sekundi, njena udaljenost je: d = 1/p = 1/0,379 = 2,63 pc

Ako pak želimo udaljenost izraziti u svjetlosnim godinama, moramo znati da je 1 pc = 3,262 s. g. Dakle, zvijezda Sirius je od nas udaljena: d = 2,63 x 3,262 svj.g. = 8,58 svj.g.

Sve zvijezde noćnog neba imaju paralaksu manju od jedne kutne sekunde, što znači da je i najbližoj među njima udaljenost veća od jednog parseka. Sa Zemlje je iz raznih razloga jako teško precizno izmjeriti tako male kutove, ali svakako najznačajniji među njima je Zemljina atmosfera koja uzrokuje greške mjerenja. No, zato je 1989. godine lansiran satelit Hiparh koji iz Zemljine orbite može izmjeriti kutove paralakse do točnosti od 0,001 kutne sekunde, što nam je omogućilo mjerenje udaljenosti i do 1000 parseka, odnosno nešto više od 3000 svjetlosnih godina.

Ipak, i to je relativno mala udaljenost i može poslužiti za mjerenje udaljenosti samo bližih zvijezda i objekata. Za usporedbu, promjer naše galaktike iznosi oko 100.000 svjetlosnih godina i većina zvijezda i drugih objekata u njoj previše su udaljeni od nas da bi se udaljenosti mogle određivati metodom paralakse. Iz tog su se razloga razvile i druge metode.

Mnoge zvijezde mijenjaju svoj sjaj i nazivaju se promjenljive zvijezde. Jedna vrsta takvih zvijezda su i Cefeide. To su pulsirajuće promjenljive zvijezde koje u pravilnim vremenskim razmacima osim sjaja mijenjaju i veličinu. Važnost Cefeida je u tome što su srednja vrijednost sjaja i period pulsiranja povezani. Što je duži period pulsiranja, veći je apsolutni sjaj zvijezde. Period pulsiranja relativno je lako izmjeriti i tada iz grafa koji povezuje ta dva podatka možemo očitati apsolutni sjaj zvijezde. Prividni sjaj koji izmjerimo promatrajući zvijezdu potom uvrstimo u formulu koja povezuje prividni i apsolutni sjaj te udaljenost, i pomoću nje izračunamo udaljenost zvijezde. U mnogim otvorenim i kuglastim skupovima zvijezda te galaktikama otkrivene su Cefeide te se tada moglo i izračunati njihove udaljenosti. Koristeći se tom metodom moguće je izmjeriti udaljenosti i do 60 milijuna svjetlosnih godina.

Postoji još i metoda spektroskopske paralakse kojom udaljenost mjerimo ako usporedimo prividni sjaj s apsolutnim, kojeg dobijemo iz sastava objekta. Ostale metode uključuju i Trully Fisherovu metodu, te metodu Hubbleovog zakona i mnoge druge.

Mjerenjem udaljenosti nabrojanim metodama ne dobijemo egzaktnu udaljenost, postoji mali iznos pogreške od 10 do 25%. Ako je zvijezda udaljena 4.000 svj.g. pogreška od 25% znači da se zvijezda može nalaziti na udaljenosti od 3.000 svj.g. ili 5.000 svj.g. što i nije tako loše!

Napisala: Martina