Как можно определить расстояние до галактик кратко

Обновлено: 05.07.2024

Существует несколько способов определения расстояний до галактик. Легче всегоэто можно сделать, если в галактике наблюдаются хорошо изученные объекты, светимость которых мы знаем. Так, например, светимость цефеид известна по соотношению период - светимость. У новых звезд абсолютная звездная величина в максимуме около -8m,5, а у шаровых скоплений в среднем -8m. В этих случаях для определения расстояний достаточно найти видимую звездную величину такого объекта и вычислить модуль расстояния, не забывая при этом учитывать влияние межзвездного поглощения света. О расстояниях до удаленных галактик, в которых перечисленные объекты не видны, судят по их видимым угловым размерам или по видимой звездной величине. Для этого необходимо, очевидно, знать размеры или светимости галактик данного типа. Наконец, еще один способ основан на определении величины красного смещения. Это явление заключается в том, что все спектральные линии в спектрах далеких галактик оказываются смещенными к красному концу.

конецформыначалоформыЗакон Хаббла (закон всеобщего разбегания галактик) — эмпирический закон, связывающий красное смещение галактик и расстояние до них линейным образом:cz = DH₀

конецформыначалоформыКрасное смещение — наблюдаемое для всех далёких источников (галактики, квазары) понижение частот излучения, свидетельствующее о динамическом удалении этих источников друг от друга и, в частности, от нашей Галактики, т.е. о нестационарности Метагалактики. Красное смещение для галактик было обнаруженоамериканским астрономом В. Слайфером в 1912-14; в 1929 Э. Хаббл открыл, что красное смещение для далёких галактик больше, чем для близких, и возрастает приблизительно пропорционально.

Квазары - самые отдаленные от нас астрономические объекты.
Расстояние до этого квазара, видимого в оптический телескоп как звезда девятнадцатой величины, составляет 12,8 млрд световых лет..
радиосигналы, посланные этими квазарами тогда, когда еще не была сформирована наша Галактика, в том числе Солнечная система, можно только сегодня зарегистрировать на земле. А преодолевают эти лучи огромное расстояние-более 13 млрд световых лет.

71. Пространственное распределение галактик. конецформыначалоформыОбычно галактики встречаются небольшими группами, содержащими по десятку членов, часто объединяющимися в обширные скопления сотен и тысяч галактик. Наша Галактика входит в состав так называемой Местной группы, включающей в себя три гигантские спиральные галактики (наша Галактика, туманность Андромеды и туманность в созвездии Треугольника), а также более 15 карликовых эллиптических и неправильных галактик, крупнейшими из которых являются Магеллановы Облака. В среднем размеры скоплений галактик составляют около 3 Мпс. В отдельных случаях диаметр их может превышать 10-20 Мпс. Они делятся на рассеянные (неправильные) и сферические (правильные) скопления. Рассеянные скопления не обладают правильной формой и имеют нерезкие очертания. Галактики в них весьма слабо концентрируются к центру. Примером гигантского рассеянного скопления может служить ближайшее к нам скопление галактик в созвездии Девы . На небе оно занимает примерно 120 кв. градусов и содержит несколько тысяч преимущественно спиральных галактик. Расстояние до центра этого скопления составляет около 11 Мпс. Сферические скопления галактик более компактны, чем рассеянные, и обладают сферической симметрией. Их члены заметно концентрируются к центру. Примером сферического скопления является скопление галактик в созвездии Волос Вероники, содержащее очень много эллиптических и линзообразных галактик . Его диаметр составляет почти 12 градусов. В нем содержатся около 30 000 галактик ярче 19 фотографической звездной величины. Расстояние до центра скопления составляет около 70 Мпс.

1. Предмет и задачи астрономии. Разделы астрономии. Классические и современные методы астрономических исследований.

2. Основные этапы развития астрономии. Место астрономии в системе естественных наук, её научное, практическое и мировоззренческое значение.

3. Небесная сфера. Основные плоскости, линии и точки небесной сферы.

4. Системы небесных координат (горизонтальная, первая и вторая экваториальные, эклиптическая).

5. Суточное вращение небесной сферы на разных широтах и связанные с ним явления. Суточное движение Солнца. Смена сезонов и тепловые пояса.

6. Основные формулы сферической тригонометрии. Параллактический треугольник и преобразование координат.

7. Звёздное, истинное и среднее солнечное время. Связь времён. Уравнение времени.

8. Системы счёта времени: местное, поясное, всемирное, декретное и эфемеридное время.

9. Календарь. Типы календарей. История современного календаря. Юлианские дни.

11. Суточная и годичная аберрация.

12. Суточный, годичный и вековой параллакс светил.

13. Определение расстояний в астрономии, линейных размеров тел солнечной системы.

14. Собственное движение звёзд.

15. Лунно-солнечная и планетарная прецессия; нутация.

16. Неравномерность вращения Земли; движение полюсов Земли. Служба широты.

17. Измерение времени. Поправка часов и ход часов. Служба времени.

18. Методы определения географической долготы местности.

19. Методы определения географической широты местности.

20. Методы определения координат и положений звёзд (a и d).

21. Вычисление моментов времени и азимутов восхода и захода светил.

22. Видимые и действительные движения Луны и планет. Конфигурации планет. Синодические уравнения.

23. Элементы орбит.

24. Законы Кеплера. Третий (уточнённый) закон Кеплера.

25. Движение тела под действием силы тяжести. Виды орбит.

26. Задача 3-х и более тел. Частный случай задачи трех тел (точки либрации Лагранжа). Открытие Нептуна.

27. Понятие о возмущающей силе. Устойчивость Солнечной системы.

29. Приливы и отливы.

30. Движение космических аппаратов. Три космические скорости.

32. Солнечные и лунные затмения. Условия наступления затмения. Сарос.

33. Либрации Луны.

34. Спектр электромагнитного излучения, исследуемый в астрофизике. Прозрачность атмосферы Земли.

35. Механизмы излучения космических тел в разных диапазонах спектра. Виды спектра: линейчатый спектр, непрерывный спектр, рекомбинационное излучение.

36. Астрофотометрия. Звёздная величина (визуальная и фотографическая).

37. Свойства излучения и основы спектрального анализа: законы Планка, Рэлея-Джинса, Стефана-Больцмана, Вина.

38. Доплеровское смещение. Закон Доплера.

39. Методы определения температуры. Виды понятий температуры.

40. Методы и основные результаты изучения формы Земли. Геоид.

41. Внутреннее строение Земли.

42. Атмосфера Земли.

43. Магнитосфера Земли.

44. Общие сведения о Солнечной системе и её исследовании.

45. Физические характеристики Луны.

46. Планеты земной группы.

47. Планеты-гиганты и их спутники.

48. Малые планеты – астероиды.

49. Кометы. Метеоры. Метеориты.

50. Основные физические характеристики Солнца как звезды.

51. Спектр и химический состав Солнца, солнечная постоянная.

52. Внутреннее строение Солнца. Источник энергии Солнца.

53. Фотосфера, хромосфера, корона Солнца. Грануляция и конвективная зона. Зодиакальный свет и противосияние.

54. Активные образования на Солнце. Центры солнечной активности.

55. Эволюция Солнца.

56. Спектры нормальных звёзд и спектральная классификация. Температура звёзд. Температурная шкала.

57. Абсолютная звёздная величина и светимость звёзд.

58. Диаграмма спектр-светимость Герцшпрунга-Рессела.

59. Связь размеров, масс, светимостей и температур звёзд.

60. Модели строения звёзд. Строение вырожденных звёзд (белые карлики и нейтронные звёзды). Чёрные дыры.

61. Основные этапы эволюции звезд. Планетарные туманности.

62. Кратные и переменные звёзды (кратные, визуально-двойные, спектрально-двойные звёзды, невидимые спутники звёзд, затменно-двойные звёзды). Особенности строения тесных двойных систем.

63. Физические переменные звёзды (пульсирующие переменные; эруптивные переменные: в начале эволюции, новые, сверхновые; пульсары, нейтронные звёзды). Рентгеновские источники излучения.

64. Методы определения расстояний до звёзд.

65. Распределение звёзд в Галактике. Скопления. Общее строение Галактики.

66. Пространственное перемещение звёзд. Вращение Галактики.

67. Межзвёздные пыль, газ, молекулярные облака. Космические лучи, галактическая корона и магнитное поле Галактики.

68. Классификация галактик.

69. Определение расстояний до галактик. Закон Хаббла. Красное смещение в спектрах галактик. 70 Квазары.

71 пространственное распределение галактик.

3. Небесная сфера. Основные плоскости, линии и точки небесной сферы.

4. Системы небесных координат (горизонтальная, первая и вторая экваториальные, эклиптическая).

6. Основные формулы сферической тригонометрии. Параллактический треугольник и преобразование координат.

7. Звёздное, истинное и среднее солнечное время. Связь времён. Уравнение времени.

8. Системы счёта времени: местное, поясное, всемирное, декретное и эфемеридное время.

9. Календарь. Типы календарей. История современного календаря. Юлианские дни.

11. Суточная и годичная аберрация.

12. Суточный, годичный и вековой параллакс светил.

13. Определение расстояний в астрономии, линейных размеров тел солнечной системы.

14. Собственное движение звёзд.

15. Лунно-солнечная и планетарная прецессия; нутация.

16. Неравномерность вращения Земли; движение полюсов Земли. Служба широты.

17. Измерение времени. Поправка часов и ход часов. Служба времени.

18. Методы определения географической долготы местности.

19. Методы определения географической широты местности.

20. Методы определения координат и положений звёзд (a и d).

21. Вычисление моментов времени и азимутов восхода и захода светил.

22. Видимые и действительные движения Луны и планет. Конфигурации планет. Синодические уравнения.

23. Элементы орбит.

24. Законы Кеплера. Третий (уточнённый) закон Кеплера.

25. Движение тела под действием силы тяжести. Виды орбит.

26. Задача 3-х и более тел. Частный случай задачи трех тел (точки либрации Лагранжа). Открытие Нептуна.

27. Понятие о возмущающей силе. Устойчивость Солнечной системы.

29. Приливы и отливы.

30. Движение космических аппаратов. Три космические скорости.

32. Солнечные и лунные затмения. Условия наступления затмения. Сарос.

33. Либрации Луны.

34. Спектр электромагнитного излучения, исследуемый в астрофизике. Прозрачность атмосферы Земли.

36. Астрофотометрия. Звёздная величина (визуальная и фотографическая).

37. Свойства излучения и основы спектрального анализа: законы Планка, Рэлея-Джинса, Стефана-Больцмана, Вина.

38. Доплеровское смещение. Закон Доплера.

39. Методы определения температуры. Виды понятий температуры.

40. Методы и основные результаты изучения формы Земли. Геоид.

41. Внутреннее строение Земли.

42. Атмосфера Земли.

43. Магнитосфера Земли.

44. Общие сведения о Солнечной системе и её исследовании.

45. Физические характеристики Луны.

46. Планеты земной группы.

47. Планеты-гиганты и их спутники.

48. Малые планеты – астероиды.

49. Кометы. Метеоры. Метеориты.

50. Основные физические характеристики Солнца как звезды.

51. Спектр и химический состав Солнца, солнечная постоянная.

52. Внутреннее строение Солнца. Источник энергии Солнца.

53. Фотосфера, хромосфера, корона Солнца. Грануляция и конвективная зона. Зодиакальный свет и противосияние.

54. Активные образования на Солнце. Центры солнечной активности.

55. Эволюция Солнца.

56. Спектры нормальных звёзд и спектральная классификация. Температура звёзд. Температурная шкала.

57. Абсолютная звёздная величина и светимость звёзд.

58. Диаграмма спектр-светимость Герцшпрунга-Рессела.

59. Связь размеров, масс, светимостей и температур звёзд.

60. Модели строения звёзд. Строение вырожденных звёзд (белые карлики и нейтронные звёзды). Чёрные дыры.

61. Основные этапы эволюции звезд. Планетарные туманности.

64. Методы определения расстояний до звёзд.

65. Распределение звёзд в Галактике. Скопления. Общее строение Галактики.

66. Пространственное перемещение звёзд. Вращение Галактики.

68. Классификация галактик.

69. Определение расстояний до галактик. Закон Хаббла. Красное смещение в спектрах галактик. 70 Квазары.

Космос

В повседневной жизни измерение расстояния от одной точки до другой не вызывает сложностей. При этом используются разные привычные для нас единицы. Услышав, например, цифру 100 м, каждый может мысленно представить, сколько это. Чтобы узнать расстояние между объектами в астрономии, ученые задействуют целый комплекс методов.

Небесные тела в пределах Солнечной системы

Астрономы редко оперируют километрами. Сказать, что расстояние от Земли до Луны 384,4 тыс. км еще можно, но с другими объектами цифры становятся намного длиннее. Для измерения расстояния в пределах Солнечной системы используют специальную астрономическую единицу – au (а. е.).

Она соответствует размеру большой полуоси орбиты Земли и одновременно дистанции между Землей и Солнцем. В 2012 астрономический союз решил определить точное число для а.е. – 149 597 870 700 метров. Удобство использования единицы состоит в том, что при измерении расстояний до объектов можно сравнивать их с удаленностью планеты от Солнца. Например, расстояние от Земли до Урана – около 20 а. е.

Схема параллакса

Чтобы узнать расстояние к относительно близко расположенным объектам (несколько а. е.), используют метод радиолокации. Он отличается высокой точностью. Необходимо знание нескольких параметров: скорости света, движения тела и Земли. Радиотелескоп отправляет сигнал, который отражается от поверхности тела и возвращается на Землю. Время прохождения луча туда и обратно позволяет вычислить расстояние к объекту.

Если небесное тело более удаленное от Земли, то расстояние к нему измеряется методом горизонтального параллакса. Параллакс – это изменение видимого расположения тела по отношению к удаленному фону в зависимости от того, где находится наблюдатель. Выделяют несколько параллаксов, которые нашли применение в астрономии.

Метод горизонтального параллакса состоит в следующем. Находясь в одной точке Земли, отмечают положение объекта на небе относительно более далеких звезд. Затем перемещаются в другую точку планеты и снова отмечают положение небесного тела.

Расстояние между точками наблюдения известно, как и углы между поверхностью и объектом. В результате получается условный равнобедренный треугольник. В качестве основания используется диаметр земной орбиты.

Измерение расстояний до далеких объектов

Для еще более отдаленных объектов даже использование астрономических единиц непрактично. Поэтому астрономы выражают расстояния в световых годах (1 световой год равен 9,46 х 10 15 м), а еще чаще – в парсеках (1 парсек равен 3,2616 светового года).

Измерение расстояния при помощи параллакса

Если нужно узнать точное расстояние до звезды, и предполагается, что оно не превышает несколько десятков световых лет, используют метод годичного параллакса. Расположение тел в пределах Солнечной системы измеряют относительно дальних звезд. А определение расстояния до этих самых звезд происходит при помощи сравнения их с другими галактиками.

Методика измерения расстояния остается прежней – необходимо переместиться из одной точки земной поверхности в другую, чтобы узнать угловое перемещение звезды. Однако размеры Земли слишком маленькие относительно звезд.

Для удобства и более точных измерений наблюдатель остается в одной и той же точке, но замеры делаются с промежутком в полгода. За 6 месяцев Земля, обращаясь вокруг Солнца, перейдет в противоположную точку орбиты, а исследователь получит максимальное расстояние между двумя точками. Чем меньшим окажется параллакс, тем больше парсеков до звезды.

Измерить расстояние к телам за пределами Млечного Пути можно лишь приблизительно. Ученые ориентируются на яркость звезд-цефеид, вспышки сверхновых и сравнивают их с другими уже известными объектами. А расстояние до далеких галактик, где не видны звезды, определяется путем наблюдений за смещением линий в их спектрах.

Полярная звезда. Фото с космического телескопа “Хаббл”

Интересный факт: Полярная звезда является типовой цефеидой, которые известны переменностью – способны менять яркость. Однако в последнее время Полярная звезда отличается стабильным свечением. Расстояние до нее от Земли – 137 парсек.

Измерение расстояний до звезд и галактик имеет определенную последовательность. Для близко расположенных объектов используют методы радиолокации и параллакса. Для дальних – оценивают свечение и изменение спектра тел.

Если Вы нашли ошибку, пожалуйста, выделите фрагмент текста и нажмите Ctrl+Enter.

Астрономический Институт Санкт-Петербургского Университета
Санкт-Петербург, 1997

Введение.

Построение точной шкалы расстояний во Вселенной является одной из фундаментальных проблем современной науки. В настоящее время в астрономии нет единого универсального способа определения расстояний до небесных тел. По мере перехода от близких объектов к более далеким один метод определения расстояний заменяется другим, причем каждый предыдущий обычно служит основой для последующего. Следует отметить, что прямые методы оценки расстояний, такие как измерение тригонометрических параллаксов, применимы всего лишь до расстояний не превышающих 100 пк. Расстояния до более далеких звезд, галактик, скоплений галактик приходится определять косвенными методами с использованием тех или иных космических индикаторов, характеристики которых нам известны. Ошибки при построении шкалы космических расстояний велики и чаще всего вызваны ошибками в отождествлении космических эталонов и неточностью их калибровки. И лишь в последние годы, благодаря прогрессу в наблюдательной астрофизике,удалось измерить расстояния до некоторых галактик с ошибкой не превышающей 20 %.

Детальные обзоры основных методов определения расстояний приводятся во многих работах (например, [1,2]).

наблюдательные возможности (разрешается ли данная галактика на звезды, шаровые скопления или другие объекты);
морфологический тип галактики;
приемлемая точность определения расстояния и трудоемкость метода.

Краткий обзор основных методов определения расстояний до галактик.

1. Цефеиды.

Цефеиды на данное время остаются наиболее точными индикаторами расстояний на промежутке до 10 Мпк. Яркости цефеид заключены в пределах -2 m >M_v> -6 m и, вследствие переменности их блеска, они легко выявляются и классифицируются.

Классические цефеиды (I-го типа населения) - это молодые объекты, принадлежащие дисковой составляющей: они обнаруживаются в галактиках, в которых до недавнего времени происходило звездообразование, т.е. в S и Irr-галактиках. Периоды цефеид от нескольких дней до несколько сот дней.

Для получения расстояния по цефеидам требуются достаточно большие и точные ряды наблюдений. Но даже, если известен абсолютно точно период одной из цефеид в галактике, то ошибка в определяемом расстоянии составит около 30%. Причиной этого является разброс значений в зависимости период-светимость-цвет(PLC) - ширина полосы разброса, например, в цвете B - 1.2 m ; в V - 0.9 m ; а в B-V ~0.4 m [3]. Для повышения точности требуется искать как можно больше цефеид в наблюдаемой галактике. В итоге ошибку можно свести к 10%. Кроме того, необходимо учитывать ошибку калибровки нуль-пункта соотношений PL и PC, которые определяются по цефеидам БМО и ММО, а также ошибки фотометрии.

Недостаточное число наблюдаемых цефеид;
Неточность в определении расстояния до БМО и ММО(+/-0.13 m ), цефеиды которых используют для калибровки соотношения PLC;
Неточность в оценке яркости цефеиды, вследствие отсутствия возможности точно учесть неравномерность поглощения света в галактике.

Большая трудоемкость и необходимость длительных рядов наблюдений привели к появлению вторичных индикаторов расстояний, которые калибруются, в основном, по цефеидам.

2. Сверхгиганты.

Для близких галактик,разрешимых на звезды (до 25 Мпк), в качестве "стандартной свечи" бывает целесообразно использовать ярчайшие звезды (голубые и красные сверхгиганты - BSG и RSG). Такие звезды представляют интерес еще и как предельные по массе и светимости образцы звезд.

Голубые сверхгиганты можно использовать для проверки Эддингтоновского предела светимости, поскольку ярчайшие из них находятся у этого предела, когда в звезде в равновесии световое давление и сила гравитации. У ярчайших BSG Mb= -10 m +/-0.15 m . Поэтому они различимы при современном уровне наблюдений до m-M=34 m (т.е. до 60 Мпк).

Физические причины существования предела светимости у RSG не до конца ясны, хотя наличие этого предела установлено эмпирически. Красные сверхгиганты также используют для проверки теории эволюции массивных звезд. Абсолютные болометрические звездные величины RSG порядка -9.5 m .

Важным событием в деле оценки расстояния до галактик с помощью ярчайших звезд стало использование зависимости между абсолютной звездной величиной ярчайших сверхгигантов и светимостью их родительской галактики, которая обсуждалась еще в работах Хаббла. Вид этой зависимости различен для BSG и RSG.

При использовании ярчайших звезд,как и при любом другом методе, основанном на небольшом числе экстремальных объектов в галактиках необходимо учитывать эффекты селекции.

3. Красные гиганты.

Sandage в 1971 году нашел [4], что ярчайшие красные гиганты имеют сходную абсолютную звездную величину M_v = -3.0 m +/-0.2 m и что их можно использовать для оценок расстояний. В наше время полагают, что эти красные звезды представляют либо крайнюю точку первого подъема ветви красных гигантов (RGB) звезд малых масс, либо более яркую асимптотическую ветвь гигантов (AGB).

Наблюдения показали, что I _TRGB в интервале ошибок +/-0.1 m не чувствительна к металличности [Fe/H] m , что на 4 m ярче, чем у звезд типа RR Лиры;
По сравнению с цефеидами, красные гиганты могут располагаться вдалеке от областей звездообразования,что уменьшает влияние поглощения на их звездную величину.

4. Метод флюктуаций поверхностной яркости.

Разрешимые на звезды галактики дают возможность изучать в них историю звездообразования, выделять отдельные типы звезд (сверхгиганты, цефеиды) и определять по ним расстояния до галактик. Однако большинство галактик не разрешается на звезды (в силу недостаточного углового разрешения), хотя приемники излучения способны зарегистрировать достаточное число фотонов от ярчайших звезд. Поэтому закономерным развитием метода ярчайших звезд стал метод флюктуаций поверхностной яркости, который можно использовать для эллиптических галактик или для балджей некоторых спиралей.

На практике после первичных редукций из кадра вычитается сглаженное изображение галактики и дальнейшие оценки флюктуаций проводят по остаточному изображению.Важной проблемой на этом этапе является правильное исключение из кадра всех артефактов, которые могут привести к неправильной оценке флюктуаций: проектирующиеся звезды фона и другие посторонние объекты, дефектные пиксели и области содержащие пыль. Получающиеся флюктуации поверхностной яркости подвергают двумерному преобразованию Фурье, что позволяет отделить шум считывания, космические частицы и дробовой шум фотонов, которые имеют спектр мощности белого шума , а также случайные флюктуации, звезды, шаровые скопления и галактики фона ,которые не были исключены из данных в силу схожести их спектра со спектром функции рассеяния точки.

В эллиптических и линзовидных галактиках меньше пыли, значит меньше и поглощение света;
В них, в силу большой дисперсии скоростей,не образуются структуры, подобные спиральным рукавам, которые приводят к тому, что флюктуации от пикселя к пикселю уже не являются случайными.

красные гиганты наиболее ярки в этой области длин волн, что сводит к минимуму сильное влияние фона неба;
уменьшается влияние поглощения света на пыли.

с помощью моделирования звездного населения в галактиках;
по шаровым скоплениям Галактики;
по галактикам, принадлежащих Местной Группе.

Этот метод, дающий точность до 0.15 m , на данное время является одним из наиболее точных методов.

5. Шаровые скопления.

Эти скопления старых звезд обнаруживаются в гало всех больших галактик.Типичные шаровые скопления имеют абсолютные звездные величины M_v = -7 m (-7.5 m ), что сравнимо с яркостью сверхгигантов; а в гигантских эллиптических галактиках,которые могут содержать тысячи шаровых скоплений, ярчайшие из них могут достигать светимостей M_v~-11 m , что превышает яркость любых других звездных индикаторов расстояний (за исключением сверхновых). Они обнаруживаются на расстояниях до 100 Мпк на крупнейших наземных телескопах.

Это все делает притягательным использование их в качестве "стандартных свечей".

Использование функции светимости [1];
Использование дисперсии скоростей звезд в шаровых скоплениях [6]

Последний метод применим пока только к близким галактикам Местной Группы и является аналогом соотношения Faber - Jackson для эллиптических галактик.

Характерная форма интерполяционной кривой функции светимости в виде гауссианы позволяет использовать все множество наблюдаемых шаровых скоплений для оценки расстояния до их родительской галактики, что дает больше полезной информации о расстоянии, чем несколько ярчайших скоплений. Для оценки расстояния определяют максимум функции светимости m_o, которая и является "стандартной свечей". Harris [7] показал, что абсолютная звездная величина M_o в максимуме функций светимости шаровых скоплений почти не зависит от светимости родительской галактики. Замечательным фактом является отсутствие различий между M_o шаровых скоплений в спиральных и эллиптических галактиках. Это дает возможность использовать шаровые скопления в качестве индикаторов относительных расстояний между галактиками различных морфологических типов.

Метод предпочтительно использовать для гигантских эллиптических галактик, которые содержат больше тысячи шаровых скоплений. Большим достоинством является также то, что шаровые скопления находятся чаще всего в гало галактик и вследствие этого на оценку расстояния не накладываются ошибки за различие внутреннего покраснения, за переналожение объектов и неправильное отождествление, а также за неправильный учет наклона галактики.

Средняя точность оценки расстояния по ФСШС порядка 0.4 m для одной галактики. Предельные расстояния которые доступны с помощью этого метода, ограниченные возможностями современных наземных телескопов,порядка 50 Мпк.

6. Планетарные туманности.

Светимость молодых планетарных туманностей сравнима со светимостью ярчайших звезд и несмотря на то, что узкие интерференционные фильтры (шириной порядка 30A) в полосе [5007A] пропускают всего около 15% энергии, испускаемой этими яркими источниками,оставшаяся часть позволяет выделить их на изображениях близких галактик, в которых за счет выбора фильтра подавлены основные звезды. В больших близких галактиках таким образом можно увидеть несколько сотен планетарных туманностей, функция светимостей которых имеет область значений порядка двух звездных величин. Вид функции светимостей хорошо представляется экспоненциальным законом, с учетом того, что в области предельно слабых звездных величин часто наблюдается завал.

Метод ФСПТ в основном применяется к галактикам ранних морфологических типов, в первую очередь в силу того, что для галактик поздних морфологических типов возрастает вероятность перепутать планетарные туманности с компактными областями HII.

Этот метод сравнительно новый и еще недостаточно хорошо исследована универсальность применения функции светимостей планетарных туманностей для различных галактик, хотя уже было отмечено пока еще плохо объясняемое отсутствие значимой корреляции между ФСПТ и металличностью, а также относительным возрастом звездного населения материнской галактики. Отмечена зависимость между светимостью родительской галактики и ФСПТ [8] (аналогично сверхгигантам).

7. Новые звезды.

Основой метода оценки расстояния по новым служит зависимость между их светимостью(звездной величиной) в максимуме и скоростью убывания яркости после вспышки, открытая в 1936 году Zwicky.

Для оценки расстояния по этому методу необходимо измерить видимую звездную величину новой как можно ближе к максимуму светимости и значение скорости убывания светимости,когда яркость уменьшается на 2 звездные величины после максимума.

Суммарная ошибка оценки расстояния по кривым убывания новых составляет порядка +0.4 m .

Средняя звездная величина всех наблюденных новых в данной галактике на 15 день после максимума ( = -5.60 m +0.14 m );
Функция светимости новых: а) в максимуме светимости (близка к гауссиане); б) в минимуме между первым и повторным пиками - для соответствующих новых; в) интегральная функция светимостей новых в максимуме (линейна в широком диапазоне звездных величин и имеет практически постоянный наклон);
Зависимость между промежутком видимости новой и некоторой абсолютной звездной величиной в некоторый фиксированный момент от начала вспышки.

8. Сверхновые.

Сверхновые - чрезвычайно яркие (M_b = -19.5 m ) точечные источники и вследствие этого рассматриваются как одни из наиболее привлекательных стандартных источников для больших расстояний (порядка 50 Мпк).

Сверхновые I типа (SNeI) выделяются отсутствием водорода и гелия в их оптическом спектре и имеют подклассы Ia, Ib, Ic [9].

Относительная одинаковость кривых блеска и схожесть эволюции спектров SNeIa привели к тому, что их часто используют для определения космологических параметров H₀ и q₀ [10]. Этот тип сверхновых является к тому же ярчайшим среди остальных типов.

Вспышка SN 1987A в БМО возвратила интерес к использованию метода Baade-Wesselinka для оценки геометрического размера расширяющейся фотосферы SNeII, калибровку которого связывают с этой сверхновой (она также дала на сегодняшний момент наибольшую точность для калибровки нуль-пункта цефеид).

В принципе можно использовать и сверхновые типов Ib, Ic и II-L, но они и слабее и вспыхивают реже.

Выше перечисленные методы относились в основном к чисто фотометрическим. Методы, о котором речь пойдет далее, помимо фотометрических параметров требуют наблюдений лучевых скоростей и потому их можно назвать динамическими.

9. Зависимость Талли-Фишера.

Исторически первым появился на свет метод, который в наши дни известен как метод Талли-Фишера, хотя, как указывается в [1], сходный метод применял для оценки расстояния до M31 Opik еще в 1922 году. Талли и Фишер в 1977 в своей работе [11] были первыми, кто отстаивал применимость использования для определения расстояний метода, в котором устанавливалась эмпирическая зависимость между светимостью галактики позднего типа и шириной линии 21 см (т.е. скоростью вращения галактики).

Для оценки расстояния по методу ТФ необходимо получить видимые звездные величины галактик из некоторой выборки, исправленные за поглощение света в Млечном Пути и внутреннее поглощение в каждой галактике, а также каким-либо способом измеренные скорости вращения, исправленные за наклон галактик.

Спиральные и иррегулярные галактики наблюдаются как в богатых скопления галактик, так и по одиночке. Метод ТФ наиболее полезен для проведения массовых статистических работ в скоплениях далеких галактик для оценки структуры Вселенной на больших расстояниях.

10. Зависимость Фабер-Джексона.

Фундамент, на основе которого был предложен метод Dn-, - корреляция между светимостью нормальных эллиптических галактик и дисперсией их центральных скоростей, открытая Фабер и Джексоном в 1976 году [13]. В последствии от светимости галактики перешли к другому связанному с ней параметру Dn, который определяется как диаметр галактики до изофоты с поверхностной яркостью в цвете B 20.75 mag/[]" [14]. Этот параметр приводит к меньшим ошибкам, чем использование полных звездных величин. Он хорошо определяется, если приближать профиль E-галактики известным законом Вакулера "r 1/4 ".

Наибольшую пользу метод может принести, если использовать его для измерений относительных расстояний между галактиками.

11. Новые методы и перспективы на будущее.

на возможность использования молекулярных колец в галактиках для оценки расстояния было указано в работе [15];
в [16] предложено использовать рассеянные скопления в качестве стандартных источников;
в работах [17,18] использовались углеродные звезды для оценки расстояния до NGC 55;
по желтым сверхгигантам (YSG) оценили расстояние до NGC 4523 в статье [19].
получает все большее распространение метод гравитационного линзирования, описание которого можно найти, например в [22];
описание метода оценки расстояний на основе "эффекта Сюняева - Зельдовича" приведено в [23];
используя теоретическое предположение о гравитационной устойчивости газового диска галактики с известным распределением плотности газа и кривой вращения, Засов и Бизяев ("метод Засова") предложили новый метод оценок расстояний, используя который они пришли к короткой шкале расстояний H₀ = 90 км/сек /Мпк [24].

За последнее время произошли серьезные изменения в методике оценок внегалактических расстояний: были введены новые методы, исключены некоторые старые, дающие небольшую точность (например, метод оценок расстояний по размерам областей HII), были изучены различные фотометрические поправки (например,за поглощение,за металличность, за тип и светимость родительской галактики и т.п.), статистические поправки (эффект Malmquist'а [20,21]), были пересмотрены оценки точности для разных методов и т.д. Дальнейший прогресс связан с более точной калибровкой всех "стандартных свечей", с учетом новых эффектов и зависимостей, что в основном определяется развитием как наблюдательной базы, так и продвижением теоретических исследований.

Небесные тела в пределах Солнечной системы

Схема параллакса

Измерение расстояний до далеких объектов

Для еще более отдаленных объектов даже использование астрономических единиц непрактично. Поэтому астрономы выражают расстояния в световых годах (1 световой год равен 9,46 х 1015 м), а еще чаще – в парсеках (1 парсек равен 3,2616 светового года).

Измерение расстояния при помощи параллакса

Полярная звезда. Фото с космического телескопа “Хаббл”

Читайте также: