M31과 M33은 가장 가까운 나선 은하 중 하나이며, 더 먼 나선 은하까지의 거리를 결정하고 우주의 팽창률 (허블 상수)을 제한하는 기초를 형성 할 수 있습니다. 따라서 근적외선 데이터를 사용하여 M31 (Andromeda) 및 M33 (Triangulum) (예 : Gieren et al. 2013)에 대한 견고한 거리를 설정하고 기본 매개 변수와 관련된 기존 불확실성을 줄이기위한 몇 가지 새로운 연구의 관련성과 중요성 그 은하들에게. 실제로 M31과 M33의 신뢰할 수있는 거리는 플랑크 위성의 새로운 허블 상수 추정치에 비추어 볼 때 특히 중요합니다. 플랑크 위성은 특정 결과와 비교하여 상쇄되며, 그 차이로 인해 암흑 에너지의 성질을 확인하려는 노력이 방해됩니다 (신비한 힘) 우주의 가속화 된 팽창을 일으킨다).
Gieren et al. "고 말했다M33에 대한 다수의 새로운 거리 측정은 놀랍게도 큰 간격에 걸쳐 있습니다. 두 번째로 가까운 나선 은하로서 우주 거리 사다리를 만드는 과정에서 [M33의] 거리를 정확하게 결정하는 것이 중요한 단계입니다.” M31, Riess et al. 2012 년도 마찬가지로“은하계의 가장 가까운 아날로그 인 M31은 우주의 규모를 이해하는 데 중요한 단서를 제공해 왔습니다.“
새로운 Gieren and Riess et al. 거리는 근적외선 관측치에 근거합니다. 이는 전자기 스펙트럼의 해당 부분에서 나오는 방사선이 광학 데이터보다 시선을 따라 위치한 먼지에 의한 흡수에 덜 민감하기 때문입니다 (아래 그림 참조). 먼지의 영향을 올바르게 설명하는 것은 우주 거리 스케일 작업에서 주요한 문제입니다. 목표가 흐리게 보이기 때문입니다. "[먼지 가려 짐]에 대한 다른 가정은 M33에 대한 다양한 거리 결정 중 불일치의 주요 원인입니다.Gieren 등은 지적했으며 M31까지의 거리에 대해서도 마찬가지입니다 (Riess 등 참조).
Gieren and Riess et al. M33과 M31까지의 거리는 각각 Cepheids의 관찰로부터 추론되었다. Cepheids는주기적인 밝기 변화를 나타내는 일종의 가변 별입니다 (방사형으로 맥동합니다). 세 피드는 맥동주기와 평균 광도가 서로 관련되어 있기 때문에 거리 표시기로 사용할 수 있습니다. 이러한 관계는 1900 년대 초 Henrietta Leavitt에 의해 발견되었습니다. M31 Cepheids에 대한 의사 기간 광도 관계는 다음과 같습니다.
Gieren et al. M33에서 26 개의 세 피드가 관찰되었으며 ~ 2,740,000 광년의 거리를 확립했습니다. 팀은“30 년 전부터… M33에 대한 최초의 근적외선 Cepheid 연구로서…천문학 자들은 종종 광원에서 물체까지의 거리를 인용하여 광원에서 방출 된 빛이 관찰자에게 도달하는 데 필요한 시간을 정의합니다. 300,000,000m / s의 빛의 (유한) 속도에도 불구하고 광선은 "천문학적"거리를 가로 질러야합니다. 우주를 들여다 보면 시간을 거슬러 올라갈 수있는 독특한 기회를 얻게됩니다.
아래에 나와있는 M33까지의 거리는 인류 지식의 진화에서 중요한 점을 전달합니다. 1920 년대에 흩어진 산란은 은하수와 우주가 동의어인지에 관한 논쟁에서 비롯된 것입니다. 다시 말해 은하계를 넘어 은하계가 존재 하는가? 이 주제는 H. Shapley와 H. Curtis (후자는 은하계 외계 규모를 주장함)를 특징으로하는 유명한 대 쟁투 (1920)에서 불멸화되었다. 1930 년 이전과 1980 년 이후의 데이터 사이의 오프셋은 1950 년경에 인식 된 우주 거리 스케일이 거의 두 배 증가한 결과입니다 (Feast 2000도 참조). 1980 년 이후의 거리와 관련된 산포도 명백하며, 이는 단지 새로운 고정밀 거리 추정의 중요성을 강화합니다.
Riess et al. 약 70 개의 Cepheid에 대한 데이터를 획득하고 ~ 2,450,000 광년의 M31 거리를 측정했습니다. 후자는 Contreras Ramos et al.의 새로운 연구에 의해 입증되었다. 2013 년 (d ~ 2,540,000ly), 거리 추정치는 M31 구형 클러스터의 별 데이터에 의존했습니다.
거의 300 만 백만 광년 떨어진 은하계에서 별을 안정적으로 측정하려면 최고 수준의 기기와 망원경이 필요합니다. Gieren et al. Riess and Contreras Ramos et al.은 아래에 표시된 8.2m의 초대형 망원경 (Yepun) 기기를 사용했습니다. 허블 우주 망원경의 관측 결과를 분석했습니다. Riess et al. Wide-field와 Planetary Camera 2를 대체 한 새로운 Wide-field Camera 3을 통해 M31 이미지를 획득했습니다 (“허블을 구한 카메라") 2009 유명한 서비스 임무 동안.
새로운 결과는 갤럭시 로컬 스파이럴 킨 (M31 및 M33)의 정확한 거리 확보를 목표로 한 세기의 노력의 결과입니다. 그러나 플랑크와 허블 상수에 대한 특정 Cepheid / SN 기반 결정 사이의 상쇄는 방법과 관련된 불확실성을 식별하기 위해 연구를 계속할 것을 요구한다.
Gieren et al. 이 연구 결과는 천체 물리 저널 (ApJ)에 게재 될 수 있으며 arXiv에서 사전 인쇄가 가능합니다. Riess와 Contreras Ramos et al. 연구는 마찬가지로 ApJ에 게시됩니다. 우주 거리 스케일과 Cepheids에 대한 추가 정보를 원하는 관심있는 독자는 Delta Cephei에 대한 AAVSO의 기사 (Cephid 변수 클래스의 이름), Freedman & Madore (2010), Tammann & Reindl 2012, Fernie 1969, NASA / IPAC Extragalactic Database, G. Johnson 's Miss Leavitt 's Stars : 우주를 측정하는 방법을 발견 한 여성의 이야기, D. Fernie의 우주를 향한 항해 : 천문학 자와 발견, Nick Allen의 Cepheid 거리 스케일 : 역사, D. Turner 's Classical Cepheids 228 년의 연구 끝에 J. Percy의 다양한 별 이해.
