Лестница космических расстояний

Астрономическая единица

Астрономическая единица - это среднее (усредненное) расстояние Земли от Солнца. Это мы знаем достаточно точно. Законы Кеплера определяют соотношения расстояний между планетами, а радиолокация определяет абсолютное расстояние до внутренних планет и искусственных спутников на орбите вокруг них.

Параллакс

Параллакс - это использование тригонометрии для определения расстояний до объектов, расположенных вблизи Солнечной системы.

При движении Земли по орбите вокруг Солнца положение близких звезд на фоне более удаленных будет казаться слегка смещенным. Эти смещения представляют собой углы в правильном треугольнике, где 2 AU - короткая нога треугольника, а расстояние до звезды - длинная нога. Величина смещения довольно мала и составляет 1 дуговую секунду для объекта, находящегося на расстоянии 1 парсек (3,26 световых лет).

Этот метод работает для расстояний до нескольких сотен парсеков.

Объекты известной яркости называются стандартными свечами. Большинство физических индикаторов расстояния являются стандартными свечами. Это объекты, которые принадлежат к классу, имеющему известную яркость. Сравнивая известную яркость последнего с его наблюдаемой яркостью, можно вычислить расстояние до объекта, используя закон обратного квадрата.

В астрономии яркость объекта выражается в терминах его абсолютной величины. Эта величина получается из логарифма его светимости, наблюдаемой с расстояния 10 парсек. Видимая величина - это величина, которую видит наблюдатель. Она может быть использована для определения расстояния D до объекта в килопарсеках (килопарсек = 1000 парсек) следующим образом:

5 ⋅ log 10 D k p c = m - M - 10 , {\displaystyle {\begin{smallmatrix}5\cdot \log _{10}{\frac {D}{\mathrm {kpc} }}\ =\ m\ -\ M\ -\ 10,\end{smallmatrix}}}}

где m - видимая величина, а M - абсолютная величина. Для того чтобы это было точно, обе величины должны находиться в одном частотном диапазоне и не должно быть относительного движения в радиальном направлении.

Также необходимо каким-то образом учитывать межзвездную экстинкцию, из-за которой объекты кажутся более тусклыми и красными. Разница между абсолютной и видимой величинами называется модулем расстояния, и астрономические расстояния, особенно межгалактические, иногда табулируются таким образом.

Проблемы

Для любого класса стандартных свечей существуют две проблемы. Главная из них - калибровка, точное определение абсолютной величины свечи.

Второй заключается в распознавании членов класса. Стандартная калибровка свечи не работает, если объект не принадлежит к классу. На экстремальных расстояниях, где больше всего хочется использовать индикатор расстояния, эта проблема распознавания может быть довольно серьезной.

Существенной проблемой стандартных свечей является вопрос о том, насколько они стандартны. Например, все наблюдения показывают, что сверхновые типа Ia, находящиеся на известном расстоянии, имеют одинаковую яркость, но возможно, что удаленные сверхновые типа Ia имеют иные свойства, чем близлежащие сверхновые типа Ia.

За редким исключением, расстояния, основанные на прямых измерениях, доступны только примерно до тысячи парсек, что составляет скромную часть нашей собственной Галактики. Для расстояний свыше этого, измерения зависят от физических предположений, то есть от утверждения, что человек распознает рассматриваемый объект, а класс объектов достаточно однороден, чтобы его члены могли быть использованы для осмысленной оценки расстояния.

Физические показатели расстояния, используемые на все более крупных шкалах расстояний, включают:

• Затмевающие бинары - В последнее десятилетие измерение затмевающих бинаров дает возможность определить расстояние до галактик. Точность на уровне 5% до расстояния около 3 миллионов парсек.
• Переменные RR Lyrae - периодические переменные звезды, обычно встречающиеся в шаровых скоплениях и часто используемые в качестве стандартных свечей для измерения галактических расстояний. Эти красные гиганты используются для измерения расстояний внутри галактики и в близлежащих шаровых скоплениях.
• В галактической астрономии рентгеновские всплески (термоядерные вспышки на поверхности нейтронной звезды) используются в качестве стандартных свечей. Наблюдения рентгеновских всплесков иногда показывают рентгеновские спектры, указывающие на расширение радиуса. Поэтому рентгеновский поток на пике всплеска должен соответствовать эддингтоновской светимости, которую можно рассчитать, если известна масса нейтронной звезды (1,5 массы Солнца - общепринятое предположение).
• Цефеидные переменные и новообразования
• Цефеиды - это класс очень светящихся переменных звезд. Сильная прямая связь между светимостью и периодом пульсации переменной звезды Цефеиды закрепляет за Цефеидами статус важных стандартных свечей для определения галактических и внегалактических шкал расстояний.
• Новые звезды имеют некоторые перспективы для использования в качестве стандартных свечей. Например, распределение их абсолютной величины бимодальное, с главным пиком при величине -8,8 и меньшим при -7,5. Новолуния также имеют примерно одинаковую абсолютную величину через 15 дней после своего пика (-5,5). Этот метод примерно так же точен, как метод переменных звезд Цефеиды.

• Белые карлики. Поскольку белые карликовые звезды, которые становятся сверхновыми, имеют одинаковую массу, сверхновые типа Ia дают постоянную пиковую светимость. Стабильность этой величины позволяет использовать эти взрывы в качестве стандартных свечей для измерения расстояния до галактик-хозяев, поскольку визуальная величина сверхновых зависит в первую очередь от расстояния.
• Красные смещения и закон Хаббла Используя закон Хаббла, который связывает красное смещение с расстоянием, можно оценить расстояние до конкретной галактики.

Арматура основной последовательности

На диаграмме Герцшпрунга-Рассела абсолютная величина для группы звезд строится в зависимости от спектральной классификации звезд. Выявляются эволюционные закономерности, связанные с массой, возрастом и составом звезды. В частности, во время периода горения водорода звезды располагаются вдоль кривой на диаграмме, называемой главной последовательностью.

Измеряя свойства спектра звезды, можно определить положение звезды главной последовательности на H-R диаграмме. На основании этого оценивается абсолютная величина звезды. Сравнение этого значения с видимой величиной позволяет определить приблизительное расстояние, после поправки на межзвездную экстинкцию светимости из-за газа и пыли.

В гравитационно связанном звездном скоплении, таком как Гиады, звезды сформировались примерно в одном возрасте и находятся на одинаковом расстоянии. Это позволяет относительно точно подбирать главную последовательность, определяя и возраст, и расстояние.

Это не полный список методов, но он показывает, как астрономы оценивают расстояние до астрономических объектов.