סוגי כוכבים שונים משמשים כסמני מרחק בקבוצה המקומית וניתן למדוד בעזרתם מרחקים עד 10Mpc , אך לא ניתן להשתמש בהם במרחקים העצומים בהם נמצאות הגלקסיות המרוחקות ביותר, משתי סיבות. ראשית, כוכבים משתנים כמו הקפאידים או RR Lyraes אינם זוהרים מספיק כך שניתן יהיה לזהותם במרחקים גדולים כל כך. שנית, לא ניתן להבחין בכוכבים בודדים בגלקסיות רחוקות. האור מכוכב בודד מטושטש לבלי הכר באור הכללי הבוקע מהגלקסיה. אסטרונומים מחפשים אפוא תכונות של גלקסיות שלמות, אשר יכולות לשמש סמני מרחק.
באדיבות NASA
מהן הדרישות של סמן מרחק טוב? תכונותיו צריכות להיות מוכרות ומבוססות על אסטרופיזיקה. ניתן לצפות בו בדרך פשוטה וישירה. ניתן לכייל את טכניקת המדידה באמצעות סמני המרחק למרחקים קצרים יותר, כך שניתן לבנות שרשרת מדידה החוזרת אחורה ומתבססת על מדידת מרחק באמצעות פארלקסה. באילו תכונות של גלקסיות עלינו להשתמש? למרבה הצער, המאפיינים הברורים ביותר של גלקסיות הם לא סמני מרחק טובים. גלקסיות משתרעות על פני טווח בהירות עצום, כך שהבהירות הנראית של גלקסיה נותנת רמז קטן מאוד למרחקה. לגלקסיות גם טווח גדלים נרחב, מגלקסיות ננסיות שגודלן 1kpc ועד לגלקסיות ענקיות שממדיהן 100kpc, כך שהקוטר הנראה של גלקסיה נותן רמז קלוש למרחק שלה. כפי שהתברר, אסטרונומים פיתחו טכניקות שונות למדידת המרחקים לגלקסיות ספירליות ואליפטיות.
יחס טולי-פישר מבוסס על התגלית כי הנגיהות של גלקסיה ספירלית נמצאת ביחס ישר למהירות סיבוב של דיסק הגלקסיה. ניתן ליצור קשר זה באמצעות גלקסיות שהמרחק והנגיהות שלהן מוכרים. עם זאת, ניתן ליישם את יחסי טולי-פישר במרחקים עצומים כאשר לא ניתן עוד להבחין בקפאידים בודדים. התצפית במהירות הסיבוב של הדיסק היא פשוטה יחסית; זה יכול להיעשות באמצעות תצפית ספקטרוסקופית אחת של קו 21 ס"מ, שבו רוחב הקו הספקטרלי שווה לפעמיים מהירות הסיבוב של הדיסק. סמן מרחק הזה יכול להיות מכויל באמצעות מרחקים ביקום הסמוך אלינו ומדידתו פשוטה, אך האם יש לו בסיס פיזיקלי? בשביל החלב, מהירות סיבוב הדיסק היא סמן למסתו. אם נניח כי היחס בין המסה לבין כמות האור הבוקעת מגלקסיה ספירלית הוא קבוע – כלומר, אוכלוסיות הכוכבים הן קבועות – המסה מובילה לאומדן של נגיהות הגלקסיה. יחס טולי-פישר הוא סמן מרחק טוב. כאשר משתמשים בו בגלקסיות שמרחקן ידוע באמצעות טכניקה אחרת, היא מניבה מרחקים עם רמת דיוק של כ- 15%. הטכניקה פועלת בצורה הטובה ביותר כאשר משתמשים בגלקסיות בעלות נטייה חלקית לקו הראייה. גלקסיה ספירלית הנצבת לקן הראיה אינה יוצרת אפקט דופלר בשל סיבוב, כי תנועת הדיסק נמצאת במישור שבו הכוכבים אינם מתקרבים או מתרחקים. לעומתן קשה למדוד את הבהירות של גלקסיות ספירלה המפנות את צדן לכדור הארץ, בגלל ההשפעות של אבק הדיסק.
באדיבות NASA
יחס פאבר-ג'קסון לגלקסיות אליפטיות מקביל ליחסי טולי-פישר לגלקסיות ספירליות. הוא מבוסס על העובדה שמגוון המהירות של כוכבי הגלקסיה האליפטית, או פיזור המהירות, נמצא ביחס ישר עם גודל הגלקסיה. שוב, התצפית היא פשוטה יחסית. האסטרונומים משתמשים בתמונה כדי למדוד את גודל הגלקסיות (ניתן להסכים לכך רק כאשר מדובר בגופים ללא קצוות חדים!) והם משתמשים במגוון תכונות בליעה בספקטרום אופטי של כוכבים כדי למדוד את פיזור המהירות. למרבה הצער, לא ניתן למצוא קפאידים באוכלוסיות כוכבים זקנות, ולכן לא ניתן לכייל את יחס פאבר-ג'קסון למשתנים אלה. הבסיס הפיזיקלי ליחסי פאבר-ג'קסון הוא העובדה שאוכלוסיות כוכבים ישנות בגלקסיות אליפטיות הן פשוטות יחסית. הן בגודל והן בפיזור המהירות אילו הם אמצעי מדידה טובים. יחסי פאבר-ג'קסון וטולי-פישר הם סמנים טובים למדידת מרחקים, עם רמת דיוק דומה במדידה של גלקסיה בודדת. כאשר הגלקסיות נמצאות בקבוצה או צביר, הן נמצאות באותו מרחק. חזרה על אותה מדידה n פעמים, מקטינה את שגיאת מדידה, דיוק המדידה משתפר פי n√. לכן, אסטרונומים משלבים מדידות מרחקים אל גלקסיות בודדות כדי לקבל תוצאה מדויקת יותר.
האסטרונומים זכו להצלחה רבה בשימוש בסופרנובות כסמני מרחק. סופרנובה היא מייצג מרהיב למוות אלים של כוכב מסיבי. אנרגיה עצומה משתחררת, ובמהלך כמה ימים הסופרנובה יכולה להתחרות בבהירות של גלקסיה שלמה. רק לכוכבים בודדים, בטווח המסות של סופרנובות, בהירות שאינה מוגדרת היטב. הן נקראות, מסיבות היסטוריות, סופרנובות מסוג II. עם זאת, סופרנובות הנוצרות בעקבות העברת מסה במערכת בינארית, הן "פצצות" מעולות ליצירת תקן. הן נקראות סופרנובות מסוג I. כיצד נוצרת סופרנובה מסוג זה? סופרנובה שכזו מתרחשת כאשר ננס לבן במערכת בינארית אוסף גז מהכוכב המלווה אותו. כאשר מסת הננס הלבן עולה מעבר לגבול Chandrasekhar של כ- 1.4 מסות השמש, הוא חייב לקרוס. הפחמן והחמצן שבכוכב דחוסים דיים והטמפרטורה שלהם גבוהה מספיק כדי להתחיל תהליך היתוך. בתגובות אלה, פחמן וחמצן ניתכים ויוצרים סיליקון (12C + 16O → 28Si), זוגות של גרעיני סיליקון ניתכים לניקל (28Si + 28Si → 56Ni). שחרור האנרגיה המהיר מפוצץ את הכוכב ומשליך את החומר לכל עבר; ולא נותר מהכוכב המקורי שריד. זה היה כאילו היתה לך צנצנת של חומר כימי נדיף מאוד ושפכת עליו לאט עוד חומר כימי לתוך הצנצנת. כאשר עוברים סף מסוים, הכימיקל הופך להיות בלתי-יציב ומתפוצץ. התוצאה זהה בכל פעם – זהו פיצוץ צפוי מראש.
באדיבות NASA
לסופרנובה מסוג I יש עקומת אור אופיינית וייחודית מאוד. הבהירות מונעת תחילה על ידי דעיכת הניקל 56 לקובלט 56, ולאחר מכן על ידי דעיכה של קובלט 56 לברזל 56 יציב. זוהי פיזיקה אטומית מובנת היטב ושיטתית, היא מסבירה מדוע פיזור הבהירות של סופרנובה מסוג I הוא כה קטן, כיצד יכולה סופרנובה זו יכול לשמש סמן מרחק בעל שגיאה הנעה בין 10% לבין 15%. בדומה לסמני מרחק אחרים, על האסטרונומים להיות זהירים כדי להבין את השפעות האבק הן בתוך הסופרנובה והן בתוך הגלקסיה שמכילה את הסופרנובה. החיסרון של סמן מרחק זה הוא העובדה שאיננו יודעים מתי או איפה תתרחש הסופרנובה הבאה! עם זאת, אם אנחנו עוקבים אחר מספר גלקסיות רב, שבהן אפשר שתתרחש סופרנובה. ניתן לעקוב אחרי סופרנובות עוד לפני שהן מגיעות לעוצמת הקרינה המקסימלית שלהן. היתרון של סמן מרחק הזה הוא בהירותו העצומה. עוצמת התאורה של סופרנובה עולה על 108 פעמים בהירות השמש, או פי 10,000 פעמים הנגיהות של משתנה Cepheid, ניתן למדוד בעזרת סופרנבות מרחקים של 1000Mpc או יותר. ניתן לזהות סופרנובה במרחק כה גדול עד שהגלקסיה שמכילה אותה נותרת בלתי נראית!
הסחה לאדום יכולה לשמש כסמן מרחק. יחס האבל מאפשר לאסטרונומים למדוד את ההיסט לאדום לגלקסיה ולהעריך את המרחק אליה בלי למדוד את המרחק ישירות. מדידת ההיסט לאדום דורשת רק ספקטרום ברמת איכות מוגבלת, לכן הסחות לאדום נמדדו עבור גלקסיות חלשות מאוד ורחוקות. עם זאת, סמן המרחק הזה תלוי בהנחה שההסחה לאדום נגרמה רק בשל התפשטות החלל. במילים אחרות, היסט לאדום הוא סמן מרחק הנשען על המודל הקוסמולוגי.
Author: Chris Impey