M31 ja M33 on kaks lähimat spiraalgalaktikat, mis võivad olla aluseks kauguste määramiseks kaugematest spiraalgalaktikatest ja Universumi paisumiskiiruse (Hubble'i konstant) piiramiseks. Seetõttu on mitme uue uuringu olulisus ja olulisus infrapunakiirguse andmete abil M31 (Andromeda) ja M33 (Triangulum) kindlate vahemaade kindlaksmääramiseks (nt Gieren jt 2013) ning nende eesmärk oli vähendada olemasolevaid põhiparameetritega seotud ebakindlust. nende galaktikate jaoks. Tõepoolest, M31 ja M33 usaldusväärsed vahemaad on eriti olulised, võttes arvesse Plancki satelliidist pärinevat uut Hubble'i konstantset hinnangut, mis on muude muude tulemustega võrreldes nihkes ja see erinevus takistab pimeda energia olemuse kindlakstegemist (teoreetiline müstiline jõud) mis põhjustab Universumi kiirenenud laienemist).
Gieren jt. märkis, et “M33 jaoks on mitu uut kauguse määramist… üllatavalt suur intervall…, mis tekitab tõsist muret. Teise lähima spiraalse galaktikana on [M33] kauguse täpne määramine kosmilise kauguse redeli ehitamise protsessis ülioluline samm. ” Mis puutub M31, siis Riess jt. 2012 märkis samuti, et “Linnutee galaktika lähim analoog M31 on juba ammu andnud olulisi näpunäiteid Universumi ulatuse mõistmiseks.“
Uus Gieren ja Riess jt. kaugused põhinevad lähi-infrapuna vaatlustel, mis on asjakohased, kuna elektromagnetilise spektri sellest osast lähtuv kiirgus on optiliste andmete järgi vähem tundlik meie vaatejoonel asuva tolmu neeldumise suhtes (vt joonis allpool). Tolmu mõju nõuetekohane arvestamine on kosmilise kauguse mõõtmise põhiprobleem, kuna see põhjustab sihtmärkide tuhmimaks muutumist. “erinevad eeldused tolmu varjamise kohta on M33 erinevuse määramisel peamisteks erinevusteks.”Märkis Gieren jt ja sama kehtib ka kauguse kohta M31-ni (vt Riess jt).
Gieren ja Riess jt. vahemaad vastavalt M33-ni ja M31-ni tuletati Cepheids'i vaatlustest. Kefeiidid on klass muutuvaid tähti, millel on perioodilised heleduse muutused (need pulseerivad radiaalselt). Kefeeide saab kasutada kauguse indikaatoritena, kuna nende pulsatsiooniperiood ja keskmine heledus on korrelatsioonis. Selle suhte avastas Henrietta Leavitt 1900ndate alguses. Allpool on esitatud M31-kefeidide jaoks tuletatud pseudoperioodi-heleduse suhe.
Gieren jt. täheldas M33-s 26 tsefeidi ja saavutas ~ 2740 000 valgusaasta pikkuse vahemaa. Meeskond lisas, et „Esimese M33 kaasaegse lähi-infrapuna-Cepheidi uuringuna pärast ... umbes 30 aastat ... peame seda tööd juba ammu tehtud ...”Astronoomid nimetavad objektide vahemaad sageli valgusaastates, mis määratleb aja, mis kulub allikast kiirgava valguse vaatlejani jõudmiseks. Vaatamata (piiratud) valguse kiirusele 300 000 000 m / s, peavad kiired läbima astronoomilisi vahemaid. Kosmosesse vaatamine annab inimesele ainulaadse võimaluse ajas tagasi vaadata.
Allpool näidatud kaugused M33-ni näitavad inimkonna teadmiste arengu olulisi punkte. 1920. aastate lähedal asuv hajumine tuleneb osaliselt arutelust selle üle, kas Linnutee ja Universum on sünonüümid. Teisisõnu, kas galaktikaid on ka Linnutee ääres? Teema on jäädvustatud kuulsas suures debatis (1920), kus esinevad H. Shapley ja H. Curtis (viimane toetas ekstragalaktilist skaalat). 1930. aastale eelnenud ja 1980. aasta järgsete andmete vaheline erinevus tuleneb osaliselt umbes 1950. aastal tunnustatud kosmilise kauguse skaala peaaegu kahekordsest suurenemisest (vt ka Feast 2000). Samuti on ilmne 1980. aasta järgsete vahemaadega seotud hajuvus, mis üksnes suurendab uute ülitäpse vahemaa hinnangute tähtsust.
Riess jt. saadi andmed umbes 70 tsefeidi kohta ja määrati M31 kauguseks ~ 2450 000 valgusaastat. Viimast kinnitab Contreras Ramos et al. 2013 (d ~ 2 540 000 ly), mille kauguse hinnang tugines M31 globaalse klastri tähtede andmetele.
Ligi 3 000 000 miljoni valgusaasta kaugusel asuvate galaktikate tähtede usaldusväärsete mõõtmiste saamiseks on vaja tippklassi instrumente ja teleskoope. Gieren jt. kasutasid allpool näidatud 8,2-m väga suurt teleskoopi (Yepun), samas kui Riess ja Contreras Ramos jt. analüüsis Hubble'i kosmoseteleskoobi vaatlusi. Riess jt. omandas M31 pildid uue laiekraanikaamera 3 kaudu, mis asendas laiuvälja ja planetaarkaamera 2 (“Hubblet päästnud kaamera“) Kuulsa 2009. aasta teenistusmissiooni ajal.
Uued tulemused tähistavad sajandi jõupingutuse kulminatsiooni, mille eesmärk on tagada täpsed vahemaad meie galaktika kohaliku spiraalse sugulase (M31 ja M33) jaoks. Kuid Plancki ja Hubble'i konstandi teatud Cepheid / SN-l põhinevate määramiste vaheline tasakaal nõuab uurimistöö jätkamist meetoditega seotud ebakindluste tuvastamiseks.
Gieren jt. leiud on aktsepteeritud avaldamiseks Astrophysical Journalis (ApJ) ja eeltrükk on saadaval arXivis. Nii Riess kui ka Contreras Ramos jt. uuringud avaldatakse samuti ApJ-s. Huvitatud lugeja, kes soovib lisateavet kosmilise kauguse skaala ja Cepheids'i kohta, leiab järgmised ressursid: AAVSO artikkel Delta Cephei kohta (Cepheidi muutujate klassi nimekaim), Freedman ja Madore (2010), Tammann ja Reindl 2012, Fernie 1969, NASA / IPAC ekstragalaktiline andmebaas, G. Johnsoni Miss Leavitti tähed: Naise ütlemata lugu, kes avastas, kuidas mõõta universumit, D. Fernie universumi purjetamine: astronoomid ja nende avastused, Nick Alleni „Cepheidi kauguse skaala” : Ajalugu, D. Turneri klassikalised kefeidid pärast 228-aastast õpingut, J. Percy muutuvate tähtede mõistmine.
