Лестница космических расстояний

• Светло-зеленые квадраты: метод, применимый к звездообразованию галактик .
• Голубые прямоугольники: Техника применима к галактикам Населения II .
• Светло-фиолетовые коробки: техника геометрической дистанции.
• Светло-красный прямоугольник: метод функции светимости планетарной туманности применим ко всем популяциям сверхскопления Девы .
• Сплошные черные линии: хорошо откалиброванная ступенька.
• Пунктирные черные линии: ступенька лестницы неуверенной калибровки.

Космическое расстояние лестница (также известная как внегалактическая шкала расстояний ) является последовательностью методов , с помощью которого астрономы определяют расстояния до небесных объектов. Реальное прямое измерение расстояния до астрономического объекта возможно только для тех объектов, которые находятся «достаточно близко» (в пределах примерно тысячи парсеков ) от Земли. Все методы определения расстояний до более удаленных объектов основаны на различных измеренных корреляциях между методами, которые работают на близких расстояниях, и методами, которые работают на больших расстояниях. Некоторые методы полагаются на стандартную свечу , которая представляет собой астрономический объект с известной светимостью..

Аналогия с лестницей возникает из-за того, что ни один метод не может измерить расстояния на всех диапазонах, встречающихся в астрономии. Вместо этого можно использовать один метод для измерения ближайших расстояний, второй - для измерения ближайших и промежуточных расстояний и т. Д. Каждая ступенька лестницы предоставляет информацию, которую можно использовать для определения расстояний на следующей более высокой ступеньке.

Прямое измерение [ править ]

Статуя астронома и концепция космической дистанционной лестницы методом параллакса, сделанная из азимутального кольца и других частей рефрактора Йель-Колумбия (телескоп) (около 1925 года), разрушенных лесными пожарами в Канберре в 2003 году, которые сожгли гору Стромло Обсерватория ; в Questacon , Канберра , Австралийская столичная территория .

В основе лестницы лежат фундаментальные измерения расстояний, в которых расстояния определяются напрямую, без каких-либо физических предположений о природе рассматриваемого объекта. Точное измерение положения звезд является частью астрометрии .

Астрономическая единица [ править ]

Прямые измерения расстояния основаны на астрономической единице (AU), которая определяется как среднее расстояние между Землей и Солнцем . Законы Кеплера обеспечивают точные соотношения размеров орбит объектов, вращающихся вокруг Солнца, но не обеспечивают измерения общего масштаба орбитальной системы. Радар используется для измерения расстояния между орбитами Земли и второго тела. Исходя из этого измерения и соотношения двух размеров орбиты, рассчитывается размер орбиты Земли. Орбита Земли известна с абсолютной точностью до нескольких метров и относительной точностью до нескольких долей в 100 миллиардов (1 × 10 ⁻¹¹ ).

Исторически сложилось так, что наблюдения прохождения Венеры имели решающее значение для определения АС; в первой половине 20 века важное значение имели также наблюдения астероидов . В настоящее время орбита Земли определяется с высокой точностью с использованием радиолокационных измерений расстояний до Венеры и других близлежащих планет и астероидов ^[1], а также путем отслеживания межпланетных космических аппаратов на их орбитах вокруг Солнца через Солнечную систему .

Параллакс [ править ]

Наиболее важные фундаментальные измерения расстояния происходят от тригонометрического параллакса . По мере того, как Земля вращается вокруг Солнца, положение ближайших звезд будет немного смещаться на более далеком фоне. Эти сдвиги представляют собой углы в равнобедренном треугольнике , где 2 а.е. (расстояние между крайними положениями орбиты Земли вокруг Солнца) составляют основание треугольника, а расстояние до звезды - длинные ноги равной длины. Величина смещения довольно мала и составляет 1 угловую секунду для объекта на расстоянии 1  парсек (3,26 световых года).) ближайших звезд, а затем уменьшаются в угловой величине с увеличением расстояния. Астрономы обычно выражают расстояния в парсеках (угловые секунды параллакса); световые годы используются в популярных средствах массовой информации.

Поскольку параллакс становится меньше с увеличением расстояния до звезды, полезные расстояния могут быть измерены только для звезд, которые находятся достаточно близко, чтобы иметь параллакс, превышающий точность измерения в несколько раз . В 1990 - х годах, например, Hipparcos миссия получают параллаксы более ста тысяч звезд с точностью около milliarcsecond , ^[2] обеспечивая полезные расстояния для звезд из нескольких сот парсек. Телескоп Хаббла WFC3 теперь имеет потенциал , чтобы обеспечить точность от 20 до 40 микро угловых секунд, что позволяет надежные измерения расстояния до 5000 парсек (16,000 LY) для небольшого количества звезд. ^{[3] [4]}В 2018 году Data Release 2 космической миссии Gaia обеспечивает одинаково точные расстояния до большинства звезд ярче 15-й величины. ^[5]

Звезды имеют скорость относительно Солнца, которая вызывает собственное движение (поперечное по небу) и радиальную скорость (движение к Солнцу или от него). Первое определяется путем построения графика изменения положения звезд на протяжении многих лет, а второе - путем измерения доплеровского сдвига спектра звезды, вызванного движением вдоль луча зрения. Для группы звезд с одинаковым спектральным классом и одинаковым диапазоном звездных величин средний параллакс может быть получен из статистического анализа собственных движений относительно их лучевых скоростей. Этот метод статистического параллакса полезен для измерения расстояний до ярких звезд за пределами 50 парсеков и гигантских переменных звезд., включая цефеиды и переменные RR Лиры . ^[6]

Движение Солнца в космосе обеспечивает более длинную базовую линию, которая увеличивает точность измерений параллакса, известного как вековой параллакс . Для звезд в диске Млечного Пути это соответствует средней базовой линии 4 а.е. в год, в то время как для звезд с гало базовая линия составляет 40 а.е. в год. Через несколько десятилетий базовая линия может быть на несколько порядков больше, чем базовая линия Земля – Солнце, используемая для традиционного параллакса. Однако вековой параллакс вносит более высокий уровень неопределенности, поскольку относительная скорость наблюдаемых звезд является дополнительной неизвестной. Применительно к выборкам из нескольких звезд неопределенность может быть уменьшена; неопределенность обратно пропорциональна квадратному корню из размера выборки. ^[9]

Параллакс движущегося скопления - это метод, при котором движение отдельных звезд в соседнем звездном скоплении может использоваться для определения расстояния до скопления. Только рассеянные скопления находятся достаточно близко, чтобы использовать этот метод. В частности, расстояние, полученное для Гиад , исторически было важным шагом на пути к дистанционной лестнице.

Для других отдельных объектов могут быть сделаны фундаментальные оценки расстояния при определенных обстоятельствах. Если расширение газового облака, такого как остаток сверхновой звезды или планетарная туманность , можно наблюдать с течением времени, то можно оценить расстояние параллакса расширения до этого облака. Однако эти измерения страдают от неточностей в отклонении объекта от сферичности. Расстояние между двойными звездами, которые являются визуальными и спектрально- двойными, также можно оценить аналогичным образом, и они не страдают от вышеуказанной геометрической неопределенности. Общей характеристикой этих методов является то, что измерение углового движения сочетается с измерением абсолютногоскорость (обычно получается с помощью эффекта Доплера ). Оценка расстояния происходит от вычисления того, как далеко должен быть объект, чтобы его наблюдаемая абсолютная скорость соответствовала наблюдаемому угловому движению.

В частности, параллаксы расширения могут дать фундаментальные оценки расстояний для очень далеких объектов, потому что выбросы сверхновых имеют большие скорости расширения и большие размеры (по сравнению со звездами). Кроме того, они могут наблюдаться с радио интерферометров , которые могут измерять очень малые угловые движения. В совокупности они дают фундаментальные оценки расстояния до сверхновых в других галактиках. ^[10] Несмотря на свою ценность, такие случаи довольно редки, поэтому они служат важными проверками согласованности на дистанционной лестнице, а не сами по себе ступеньками рабочей лошадки.

Стандартные свечи [ править ]

Почти все астрономические объекты, используемые в качестве индикаторов физического расстояния, относятся к классу с известной яркостью. Сравнивая эту известную яркость с наблюдаемой яркостью объекта, расстояние до объекта можно вычислить с использованием закона обратных квадратов . Эти объекты известной яркости называются стандартными свечами , изобретенными Генриеттой Свон Ливитт . ^[11]

Яркость объекта можно выразить через его абсолютную величину . Эта величина получается из логарифма его светимости, видимой с расстояния 10 парсек . Видимая величина , величина , как видно наблюдателем (инструмент называется болометр используется), может быть измерена и использована с абсолютной величиной для вычисления расстояния D до объекта в парсеках ^[12] следующим образом :

${\ displaystyle 5 \ cdot \ log _ {10} d = m-M + 5}$

или же

${\ displaystyle d = 10 ^ {(m-M + 5) / 5}}$

где m - видимая звездная величина, а M - абсолютная звездная величина. Чтобы это было точным, обе величины должны быть в одной полосе частот, и не может быть относительного движения в радиальном направлении. Необходимы некоторые средства поправки на межзвездное поглощение , которое также делает объекты более тусклыми и более красными, особенно если объект находится в пыльной или газообразной области. ^[13] Разница между абсолютной и видимой величиной объекта называется его модулем расстояния , и астрономические расстояния, особенно межгалактические, иногда табулируются таким образом.

Проблемы [ править ]

Для любого класса стандартных свечей существуют две проблемы. Основным из них является калибровка , то есть точное определение абсолютной величины свечи. Это включает в себя определение класса достаточно хорошо, чтобы члены могли быть распознаны, и поиск достаточного количества членов этого класса с хорошо известными расстояниями, чтобы их истинная абсолютная величина могла быть определена с достаточной точностью. Вторая проблема заключается в распознавании членов класса, а не в использовании по ошибке стандартной калибровки свечи на объекте, не принадлежащем к этому классу. На экстремальных расстояниях, где больше всего желательно использовать индикатор расстояния, эта проблема распознавания может быть довольно серьезной.

Существенной проблемой стандартных свечей является повторяющийся вопрос, насколько они стандартны. Например, все наблюдения, кажется, указывают на то, что сверхновые типа Ia, которые находятся на известном расстоянии, имеют одинаковую яркость (с поправкой на форму кривой блеска). Основание этой близости по яркости обсуждается ниже; однако существует вероятность того, что далекие сверхновые типа Ia имеют свойства, отличные от свойств соседних сверхновых типа Ia. Использование сверхновых типа Ia имеет решающее значение для определения правильной космологической модели.. Если действительно свойства сверхновых типа Ia различны на больших расстояниях, т. Е. Если экстраполяция их калибровки на произвольные расстояния недействительна, игнорирование этого изменения может опасно исказить реконструкцию космологических параметров, в частности, реконструкцию параметра плотности материи. . ^{[14] [ требуется пояснение ]}

То, что это не просто философский вопрос, видно из истории измерения расстояний с использованием переменных цефеид . В 1950-х годах Вальтер Бааде обнаружил, что переменные ближайших цефеид, используемые для калибровки стандартной свечи, были другого типа, чем те, которые используются для измерения расстояний до ближайших галактик. Соседние переменные цефеиды были звездами населения I с гораздо более высоким содержанием металлов, чем далекие звезды населения II . В результате звезды популяции II были намного ярче, чем предполагалось, и после корректировки это привело к удвоению расстояний до шаровых скоплений, ближайших галактик и диаметра Млечного Пути .

Стандартная сирена [ править ]

Гравитационные волны, исходящие из спиральной фазы компактных двойных систем, таких как нейтронные звезды или черные дыры , обладают тем полезным свойством, что энергия, излучаемая в виде гравитационного излучения, исходит исключительно от орбитальной энергии пары, и результирующее сокращение их орбит непосредственно наблюдается. как увеличение частоты излучаемых гравитационных волн. Для ведущего порядка , то скорость изменения частоты задается ^{[15] [16] : 38}${\ displaystyle f}$

${\displaystyle {\frac {df}{dt}}={\frac {96\pi ^{8/3}(G{\mathcal {M}})^{\frac {5}{3}}f^{\frac {11}{3}}}{5\,c^{5}}},}$

где - гравитационная постоянная , - скорость света , и - единственное (следовательно, вычислимое ^[a] ) число, называемое массой щебета системы, комбинация масс двух объектов ^[18]${\displaystyle G}$${\displaystyle c}$${\displaystyle {\mathcal {M}}}$${\displaystyle (m_{1},m_{2})}$

${\displaystyle {\mathcal {M}}={\frac {(m_{1}m_{2})^{3/5}}{(m_{1}+m_{2})^{1/5}}}.}$

Наблюдая за формой волны, можно вычислить массу щебета и, следовательно, мощность (скорость излучения энергии) гравитационных волн. Таким образом, такой источник гравитационных волн представляет собой стандартную сирену известной громкости. ^{[19] [16]}

Как и в случае со стандартными свечами, с учетом излучаемых и принимаемых амплитуд, закон обратных квадратов определяет расстояние до источника. Однако есть некоторые отличия от стандартных свечей. Гравитационные волны не изотропно излучаются, но измерение поляризации волны дает достаточно информации, чтобы определить угол излучения. Детекторы гравитационных волн также имеют анизотропную диаграмму направленности антенн, поэтому положение источника на небе относительно детекторов необходимо для определения угла приема. Как правило, если волна обнаруживается сетью из трех детекторов в разных местах, сеть будет измерять достаточно информации, чтобы внести эти поправки и получить расстояние. Также, в отличие от стандартных свечей, гравитационные волны не нуждаются в калибровке относительно других мер расстояния.Измерение расстояния, конечно, требует калибровки детекторов гравитационных волн, но тогда расстояние в основном задается как кратное длине волны лазерного света, используемого вгравитационно-волновой интерферометр .

Есть и другие соображения, ограничивающие точность этого расстояния, помимо калибровки детектора. К счастью, гравитационные волны не угасают из-за промежуточной поглощающей среды. Но они являются предметом гравитационного линзирования , точно так же , как свет. Если сигнал сильно линзирован , то он может быть получен как несколько событий, разделенных во времени (например, аналог нескольких изображений квазара). Менее легко различить и контролировать эффект слабого линзирования , когда путь сигнала в пространстве зависит от множества событий небольшого увеличения и уменьшения. Это будет важно для сигналов, возникающих на космологических красных смещениях.больше 1. Наконец, детекторным сетям трудно точно измерить поляризацию сигнала, если двоичная система наблюдается почти лицом к лицу; ^[20] такие сигналы имеют значительно большие ошибки при измерении расстояния. К сожалению, двойные системы излучают наиболее сильно перпендикулярно плоскости орбиты, поэтому сигналы «лицом к лицу» по своей природе сильнее и чаще всего наблюдаются.

Если двойная система состоит из пары нейтронных звезд, их слияние будет сопровождаться взрывом килоновой / гиперновой, что может позволить точно определить положение с помощью электромагнитных телескопов. В таких случаях красное смещение родительской галактики позволяет определить постоянную Хаббла . ^[18] Так было с GW170817 , который использовался для проведения первого такого измерения. ^[21] Даже если электромагнитный аналог не может быть идентифицирован для ансамбля сигналов, можно использовать статистический метод для определения значения . ^[18]${\displaystyle H_{0}}$${\displaystyle H_{0}}$

Стандартная линейка [ править ]

Другой класс индикаторов физического расстояния - это стандартная линейка . В 2008 г. диаметры галактик были предложены в качестве возможной стандартной линейки для определения космологических параметров. ^[22] Совсем недавно был использован физический масштаб, запечатленный барионными акустическими колебаниями (БАО) в ранней Вселенной. В ранней Вселенной (до рекомбинации) барионы и фотоны рассеиваются друг от друга и образуют прочно связанную жидкость, которая может поддерживать звуковые волны. Волны возникают из-за первичных возмущений плотности и движутся со скоростью, которую можно предсказать, исходя из плотности барионов и других космологических параметров. Общее расстояние, которое эти звуковые волны могут пройти до рекомбинации, определяет фиксированный масштаб, который просто расширяется вместе со Вселенной после рекомбинации. Таким образом, BAO представляет собой стандартную линейку, которую можно измерить в обзорах галактик по влиянию барионов на кластеризацию галактик. Этот метод требует обширного обзора галактик, чтобы сделать эту шкалу видимой, но он был измерен с точностью до процента (см. Барионные акустические колебания). Масштаб действительно зависит от космологических параметров, таких как плотность барионов и материи, а также количество нейтрино, поэтому расстояния, основанные на BAO, больше зависят от космологической модели, чем расстояния, основанные на локальных измерениях.

Световые эхо также можно использовать как стандартные линейки ^{[23] [24],} хотя правильно измерить геометрию источника сложно. ^{[25] [26]}

Индикаторы галактического расстояния [ править ]

За некоторыми исключениями, расстояния, основанные на прямых измерениях, доступны только примерно до тысячи парсеков, что составляет скромную часть нашей Галактики. Для расстояний, превышающих это, меры зависят от физических допущений, то есть от утверждения, что человек распознает рассматриваемый объект, и класс объектов достаточно однороден, чтобы его члены можно было использовать для значимой оценки расстояния.

Индикаторы физического расстояния, используемые на все более крупных шкалах расстояний, включают:

• Динамический параллакс использует орбитальные параметры визуальных двойных систем для измерения массы системы и, следовательно, использует соотношение масса-светимость для определения светимости.
  • Затменные двойные системы. В последнее десятилетие измерения фундаментальных параметров затменных двойных систем стали возможны с помощью телескопов 8-метрового класса. Это позволяет использовать их в качестве индикаторов расстояния. В последнее время они были использованы , чтобы дать прямые оценки расстояния к БМО (БМО), Малое Магелланово Облако (SMC), Андромеды и Треугольника Галактики . Затменные двойные системы предлагают прямой метод измерения расстояния до галактик с новым улучшенным уровнем точности 5%, который возможен с помощью современных технологий на расстоянии около 3 Мпк (3 миллиона парсеков). ^[27]
• Переменные RR Лиры - используются для измерения расстояний внутри галактики и в близлежащих шаровых скоплениях .
• Все следующие четыре индикатора используют звезды в старом звездном населении ( Население II ): ^[28]
  • Кончик индикатора расстояния ветви красного гиганта (TRGB).
  • Функция светимости планетарной туманности (PNLF)
  • Функция светимости шарового скопления (GCLF)
  • Колебания яркости поверхности (SBF)
• В галактической астрономии рентгеновские всплески (термоядерные вспышки на поверхности нейтронной звезды ) используются как стандартные свечи. Наблюдения за рентгеновскими вспышками иногда показывают рентгеновские спектры, указывающие на расширение радиуса. Следовательно, поток рентгеновских лучей на пике вспышки должен соответствовать светимости Эддингтона , которую можно вычислить, если известна масса нейтронной звезды (обычно используется предположение 1,5 массы Солнца). Этот метод позволяет определять расстояние до некоторых рентгеновских двойных систем с малой массой . Рентгеновские двойные системы с малой массой очень тусклые в оптическом отношении, что затрудняет определение расстояний до них.
• Межзвездные мазеры можно использовать для определения расстояний до галактических и некоторых внегалактических объектов, которые имеют мазерное излучение.
• Цефеиды и новые звезды
• Соотношение Талли – Фишера
• Соотношение Фабера – Джексона
• Сверхновые типа Ia, которые имеют очень точно определенную максимальную абсолютную звездную величину как функцию формы их кривой блеска и полезны для определения внегалактических расстояний до нескольких сотен Мпк. ^[29] Заметным исключением является SN 2003fg , «Сверхновая звезда шампанского», сверхновая типа Ia необычной природы.
• Красные смещения и закон Хаббла

Подгонка основной последовательности [ править ]

Когда на диаграмме Герцшпрунга – Рассела отображается абсолютная звездная величина группы звезд в сравнении со спектральной классификацией звезды, обнаруживаются закономерности эволюции, которые связаны с массой, возрастом и составом звезды. В частности, в период горения водорода звезды лежат вдоль кривой на диаграмме, называемой главной последовательностью . Измеряя эти свойства по спектру звезды, можно определить положение звезды главной последовательности на диаграмме H – R и, таким образом, оценить абсолютную величину звезды. Сравнение этого значения с видимой звездной величиной позволяет определить приблизительное расстояние после поправки на межзвездное ослабление светимости из-за газа и пыли.

В гравитационно-связанном звездном скоплении, таком как Гиады , звезды сформировались примерно одного возраста и находятся на одинаковом расстоянии. Это позволяет относительно точно подобрать основную последовательность, обеспечивая определение возраста и расстояния.

Шкала внегалактических расстояний [ править ]

Шкала внегалактических расстояний - это серия методов, используемых сегодня астрономами для определения расстояния до космологических тел за пределами нашей галактики, которые нелегко получить традиционными методами. Некоторые процедуры используют свойства этих объектов, таких как звезды , шаровые скопления , туманности и галактики в целом. Другие методы больше основаны на статистике и вероятностях таких вещей, как скопления целых галактик .

Эффект Вильсона-Баппу [ править ]

Обнаруженный в 1956 году Олином Уилсоном и М.К. Вайну Баппу , эффект Вильсона – Баппу использует эффект, известный как спектроскопический параллакс . Многие звезды имеют особенности в своих спектрах , такие как K-линия кальция , которые указывают на их абсолютную величину . Затем расстояние до звезды можно рассчитать по ее видимой величине, используя модуль расстояния .

У этого метода определения расстояний до звезд есть серьезные ограничения. Калибровка силы спектральных линий имеет ограниченную точность и требует поправки на межзвездное поглощение . Хотя теоретически этот метод может обеспечить надежные расчеты расстояний до звезд размером до 7 мегапарсеков (Мпк), он обычно используется только для звезд размером в сотни килопарсек (кпк).

Классические цефеиды [ править ]

За пределами досягаемости эффекта Вильсона-Баппу следующий метод основан на соотношении периода и светимости классических переменных звезд цефеид . Следующее соотношение можно использовать для расчета расстояния до галактических и внегалактических классических цефеид:

${\displaystyle 5\log _{10}{d}=V+(3.34)\log _{10}{P}-(2.45)(V-I)+7.52\,.}$^[31]

${\displaystyle 5\log _{10}{d}=V+(3.37)\log _{10}{P}-(2.55)(V-I)+7.48\,.}$^[32]

Некоторые проблемы усложняют использование цефеид в качестве стандартных свечей и активно обсуждаются, главными из них являются: природа и линейность зависимости периода от светимости в различных полосах пропускания и влияние металличности как на нулевую точку, так и на наклон этих отношений. и влияние фотометрического загрязнения (смешения) и изменяющегося (обычно неизвестного) закона вымирания на расстояниях между цефеидами. ^{[33] [34] [35] [36] [37] [38] [39] [40] [41]}

Эти нерешенные вопросы привели к указанным значениям постоянной Хаббла в диапазоне от 60 км / с / Мпк до 80 км / с / Мпк. Устранение этого несоответствия - одна из важнейших проблем астрономии, поскольку некоторые космологические параметры Вселенной могут быть значительно лучше ограничены путем предоставления точного значения постоянной Хаббла. ^{[42] [43]}

Переменные звезды-цефеиды были ключевым инструментом в заключении Эдвина Хаббла 1923 года о том, что M31 (Андромеда) была внешней галактикой, в отличие от меньшей туманности в пределах Млечного Пути . Он смог вычислить расстояние от M31 до 285 кпк, сегодняшнее значение составляет 770 кпк.

Как было обнаружено на данный момент, NGC 3370, спиральная галактика в созвездии Льва, содержит самые дальние цефеиды, обнаруженные на расстоянии 29 Мпк. Переменные звезды-цефеиды никоим образом не являются идеальными маркерами расстояния: в ближайших галактиках они имеют ошибку около 7% и до 15% для самых далеких.

Сверхновые [ править ]

Есть несколько различных методов, с помощью которых можно использовать сверхновые для измерения внегалактических расстояний.

Измерение фотосферы сверхновой [ править ]

Можно предположить, что сверхновая расширяется сферически симметрично. Если сверхновая находится достаточно близко, так что мы можем измерить угловую протяженность θ ( t ) ее фотосферы , мы можем использовать уравнение

${\displaystyle \omega ={\frac {\Delta \theta }{\Delta t}}\,,}$

где ω - угловая скорость, θ - угловая протяженность. Чтобы получить точное измерение, необходимо провести два наблюдения, разделенных временем Δ t . Впоследствии мы можем использовать

${\displaystyle \ d={\frac {V_{ej}}{\omega }}\,,}$

где d - расстояние до сверхновой, V _ej - радиальная скорость выброса сверхновой (можно предположить, что V _ej равно V _θ, если оно сферически симметрично).

Этот метод работает только в том случае, если сверхновая находится достаточно близко, чтобы можно было точно измерить фотосферу. Точно так же расширяющаяся оболочка газа на самом деле не является ни идеально сферической, ни идеальным черным телом. Также межзвездное поглощение может помешать точным измерениям фотосферы. Эта проблема усугубляется сверхновой с коллапсом ядра. Все эти факторы приводят к ошибке расстояния до 25%.

Кривые блеска типа Ia [ править ]

Сверхновые типа Ia - один из лучших способов определения внегалактических расстояний. Ia происходят, когда двойной белый карлик начинает аккрецировать материю от своей звезды-компаньона. Как белый карлик получает значения, в конце концов она достигает свой предел Чандрасекара в .${\displaystyle 1.4M_{\odot }}$

После достижения звезда становится нестабильной и претерпевает неконтролируемую реакцию ядерного синтеза. Поскольку все сверхновые типа Ia взрываются примерно с одинаковой массой, их абсолютные величины одинаковы. Это делает их очень полезными в качестве стандартных свечей. Все сверхновые типа Ia имеют стандартный синий цвет и визуальную величину

${\displaystyle \ M_{B}\approx M_{V}\approx -19.3\pm 0.3\,.}$

Следовательно, при наблюдении сверхновой типа Ia, если можно определить, какова была ее пиковая величина, то расстояние до нее можно рассчитать. По сути, нет необходимости фиксировать сверхновую непосредственно при ее максимальной величине; используя метод многоцветной формы кривой блеска ( MLCS ), форма кривой блеска (полученная в любое разумное время после начального взрыва) сравнивается с семейством параметризованных кривых, которые будут определять абсолютную звездную величину при максимальной яркости. Этот метод также учитывает межзвездное поглощение / затемнение от пыли и газа.

Точно так же метод растяжения подгоняет кривые блеска определенной величины сверхновой к шаблонной кривой блеска. Этот шаблон, в отличие от нескольких кривых блеска на разных длинах волн (MLCS), представляет собой просто одну кривую блеска, растянутую (или сжатую) во времени. Используя этот коэффициент растяжения , можно определить амплитуду пика. ^[44]

Использование сверхновых типа Ia - один из наиболее точных методов, особенно потому, что взрывы сверхновых могут быть видны на больших расстояниях (их светимость сопоставима со светимостью галактики, в которой они расположены), намного дальше, чем переменные цефеид (в 500 раз дальше). Много времени было уделено совершенствованию этого метода. Текущая погрешность приближается к 5%, что соответствует погрешности всего 0,1 величины.

Новые звезды в определении расстояния [ править ]

Новые звезды можно использовать так же, как и сверхновые, для определения внегалактических расстояний. Существует прямая зависимость между максимальной звездной величиной новой звезды и временем, когда ее видимый свет уменьшится на две звездные величины. Показано, что это соотношение:

${\displaystyle \ M_{V}^{\max }=-9.96-2.31\log _{10}{\dot {x}}\,.}$

Где - производная по времени от магнитуры новой звезды, описывающая среднюю скорость убывания первых двух звездных величин.${\displaystyle {\dot {x}}}$

После того, как новые звезды исчезают, они становятся такими же яркими, как самые яркие переменные звезды цефеид, поэтому оба этих метода имеют примерно одинаковое максимальное расстояние: ~ 20 Мпк. Погрешность в этом методе дает погрешность порядка ± 0,4.

Функция светимости шарового скопления [ править ]

Основываясь на методе сравнения светимости шаровых скоплений (расположенных в гало галактик) от далеких галактик и скопления Девы , функция светимости шаровых скоплений имеет неопределенность расстояния около 20% (или 0,4 звездной величины).

Американский астроном Уильям Элвин Баум впервые попытался использовать шаровые скопления для измерения далеких эллиптических галактик. Он сравнил самые яркие шаровые скопления в галактике Дева A с скоплениями в Андромеде, предполагая, что светимости скоплений одинаковы в обоих. Зная расстояние до Андромеды, Баум предположил прямую корреляцию и оценил расстояние до Девы А.

Баум использовал только одно шаровое скопление, но отдельные образования часто оказывались плохими стандартными свечами. Канадский астроном Рене Расин предположил, что использование функции светимости шарового скопления (GCLF) приведет к лучшему приближению. Количество шаровых скоплений в зависимости от величины определяется выражением:

${\displaystyle \ \Phi (m)=Ae^{(m-m_{0})^{2}/2\sigma ^{2}}\,}$

где m ₀ - величина оборота, M ₀ - величина скопления Virgo, а sigma - дисперсия ~ 1,4 mag.

Важно помнить, что предполагается, что все шаровые скопления во Вселенной имеют примерно одинаковую светимость . Не существует универсальной функции светимости шаровых скоплений, применимой ко всем галактикам.

Функция светимости планетарной туманности [ править ]

Подобно методу GCLF, аналогичный численный анализ может быть использован для планетарных туманностей (обратите внимание на использование более одной!) Внутри далеких галактик. Функция светимости планетарной туманности (PNLF) была впервые предложена в конце 1970-х годов Холландом Коулом и Дэвидом Дженнером. Они предположили, что все планетарные туманности могут иметь одинаковую максимальную внутреннюю яркость, которая теперь рассчитана как M = -4,53. Таким образом, это сделало бы их потенциальными стандартными свечами для определения внегалактических расстояний.

Позже астроном Джордж Ховард Джейкоби и его коллеги предположили, что функция PNLF равна:

${\displaystyle \ N(M)\propto e^{0.307M}(1-e^{3(M^{*}-M)})\,.}$

Где N (M) - номер планетарной туманности с абсолютной величиной M. M * равен туманности с самой яркой звездной величиной.

Метод флуктуации яркости поверхности [ править ]

Следующий метод касается общих свойств, присущих галактикам. Эти методы, хотя и с различным процентом ошибок, могут давать оценки расстояний, превышающих 100 Мпк, хотя обычно они применяются более локально.

Метод флуктуации поверхностной яркости (SBF) использует преимущества использования камер CCD на телескопах. Из-за пространственных колебаний поверхностной яркости галактики некоторые пиксели на этих камерах улавливают больше звезд, чем другие. Однако с увеличением расстояния изображение будет становиться все более плавным. Анализ этого описывает величину изменения от пикселя к пикселю, которая напрямую связана с расстоянием до галактики.

Отношение сигма-D [ править ]

Отношение Sigma-D (или отношение Σ-D), используемое в эллиптических галактиках , связывает угловой диаметр (D) галактики с ее дисперсией скоростей . Чтобы понять этот метод, важно точно описать, что представляет собой D. Точнее, это угловой диаметр галактики до уровня поверхностной яркости 20,75 B-mag arcsec ⁻² . Эта поверхностная яркость не зависит от фактического расстояния галактики от нас. Вместо этого D обратно пропорционален расстоянию до галактики, представленному как d. Таким образом, в этом отношении не используются стандартные свечи. Скорее, D представляет собой стандартную линейку . Эта связь между D и Σ такова:

${\displaystyle \log(D)=1.333\log(\Sigma )+C}$

Где C - константа, которая зависит от расстояния до скоплений галактик. ^{[ необходима цитата ]}

Этот метод потенциально может стать одним из сильнейших методов расчета галактических расстояний, возможно, превзойдя диапазон даже метода Талли – Фишера. Однако на сегодняшний день эллиптические галактики недостаточно ярки, чтобы обеспечить калибровку этого метода с использованием таких методов, как цефеиды. Вместо этого калибровка выполняется с использованием более грубых методов.

Перекрытие и масштабирование [ править ]

Для определения расстояний до других галактик необходима последовательность индикаторов расстояния, которая представляет собой лестницу расстояний. Причина в том, что объекты, достаточно яркие, чтобы их можно было распознать и измерить на таких расстояниях, настолько редки, что их мало или совсем нет поблизости, поэтому существует слишком мало примеров, достаточно близких с надежным тригонометрическим параллаксом для калибровки индикатора. Например, переменные цефеиды, один из лучших индикаторов близких спиральных галактик., пока нельзя удовлетворительно откалибровать только с помощью параллакса, хотя космическая миссия Gaia теперь может решить эту конкретную проблему. Ситуация осложняется еще и тем, что в разных звездных популяциях, как правило, присутствуют не все типы звезд. В частности, цефеиды - это массивные звезды с коротким временем жизни, поэтому их можно будет найти только в местах, где звезды образовались совсем недавно. Следовательно, поскольку эллиптические галактикиобычно уже давно перестали иметь крупномасштабное звездообразование, у них не будет цефеид. Вместо этого должны использоваться индикаторы расстояния, происхождение которых связано с более старым звездным населением (например, новые звезды и переменные RR Лиры). Однако переменные RR Лиры менее ярки, чем цефеиды, и новые звезды непредсказуемы, и требуется интенсивная программа мониторинга - и удача в этой программе - чтобы собрать достаточно новых звезд в целевой галактике для хорошей оценки расстояния.

Поскольку более далекие ступени лестницы космических расстояний зависят от более близких, более удаленные ступени включают эффекты ошибок на более близких ступенях, как систематических, так и статистических. Результат этих ошибок распространения означает, что расстояния в астрономии редко известны с таким же уровнем точности, как измерения в других науках, и что точность неизбежно хуже для более удаленных типов объектов.

Другой проблемой, особенно для самых ярких стандартных свечей, является их "стандартность": насколько однородны объекты в их истинной абсолютной величине. Для некоторых из этих различных стандартных свечей однородность основана на теориях о формировании и эволюции звезд и галактик и, следовательно, также подвержена неопределенностям в этих аспектах. Для наиболее ярких индикаторов расстояния, сверхновых типа Ia, эта однородность, как известно, недостаточна ^{[45] [ требуется пояснение ]} ; однако никакой другой класс объектов не является достаточно ярким, чтобы быть обнаруженным на таких больших расстояниях, поэтому этот класс полезен просто потому, что реальной альтернативы нет.

Результат наблюдений закона Хаббла, пропорциональное соотношение между расстоянием и скоростью, с которой галактика удаляется от нас (обычно называемое красным смещением ), является продуктом космической лестницы расстояний. Эдвин Хаббл заметил, что более слабые галактики имеют большее красное смещение. Определение значения постоянной Хаббла явилось результатом десятилетий работы многих астрономов как по сбору измерений красных смещений галактик, так и по калибровке ступеней лестницы расстояний. Закон Хаббла - это основное средство, которое у нас есть для оценки расстояний до квазаров и далеких галактик, на которых нельзя увидеть отдельные индикаторы расстояния.

См. Также [ править ]

• Меры расстояния (космология)
• Порядки величины (длина) #Astronomical
• Стандартная линейка

Сноски [ править ]

Ссылки [ править ]

Библиография [ править ]

• Кэрролл, Брэдли У .; Остли, Дейл А. (2014). Введение в современную астрофизику . Харлоу, Соединенное Королевство: Pearson Education Limited . ISBN 978-1-292-02293-2.
• Измерение Вселенной Космологическая лестница расстояний , Стивен Уэбб, авторское право 2001.
• Пасачофф, JM ; Филиппенко, А. (2013). Космос: астрономия в новом тысячелетии (4-е изд.). Кембридж: Издательство Кембриджского университета. ISBN 978-1-107-68756-1.
• Астрофизический журнал , Функция светимости шарового скопления как индикатор расстояния: динамические эффекты , Острикер и Гнедин, 5 мая 1997 г.
• Введение в измерение расстояния в астрономии , Ричард де Грайс, Чичестер: Джон Уайли и сыновья, 2011, ISBN 978-0-470-51180-0 . 

Внешние ссылки [ править ]

• Азбука расстояний (UCLA)
• Шкала внегалактических расстояний Билла Киля
• Ключевой проект космического телескопа Хаббла на шкале внегалактических расстояний
• Константа Хаббла , историческое обсуждение
• Шкала космических расстояний НАСА
• Информационная база данных PNLF
• Астрофизический журнал