Лестница космических расстояний

Различные определения расстояния в космологии см. в разделе Меры расстояний (космология) .

• Светло-зеленые прямоугольники: метод, применимый к галактикам со звездообразованием .
• Голубые прямоугольники: метод, применимый к населения II . галактикам
• Светло-фиолетовые коробки: техника геометрического расстояния.
• Светло-красный прямоугольник: метод функции светимости планетарной туманности применим ко всем популяциям сверхскопления Девы .
• Сплошные черные линии: хорошо выверенная ступенька лестницы.
• Пунктирные черные линии: неопределенная ступенька лестницы калибровки.

Космическая лестница расстояний (также известная как шкала внегалактических расстояний ) представляет собой последовательность методов, с помощью которых астрономы определяют расстояния до небесных объектов. Прямое парсеков измерение расстояния до астрономического объекта возможно только для тех объектов, которые находятся «достаточно близко» (в пределах примерно тысячи ) к Земле. Все методы определения расстояний до более удаленных объектов основаны на различных измеренных корреляциях между методами, работающими на близких расстояниях, и методами, работающими на больших расстояниях. Некоторые методы основаны на стандартной свече, которая представляет собой астрономический объект с известной светимостью .

Аналогия с лестницей возникает потому, что ни один метод не может измерить расстояния во всех диапазонах, встречающихся в астрономии. Вместо этого один метод можно использовать для измерения близких расстояний, второй — для измерения близких и промежуточных расстояний и так далее. Каждая ступень лестницы предоставляет информацию, которую можно использовать для определения расстояний на следующей более высокой ступеньке.

Прямое измерение

Скульптура «Астроном» демонстрирует использование параллакса для измерения расстояния. Он сделан из частей Йельско-Колумбийского телескопа-рефрактора (1924 г.), поврежденного во время лесных пожаров в Канберре в 2003 г., когда сгорела обсерватория Маунт-Стромло ; в Квестаконе , Канберра .

В основе лестницы лежат фундаментальные измерения расстояний, при которых расстояния определяются напрямую, без каких-либо физических предположений о природе рассматриваемого объекта. Точное измерение положения звезд является частью дисциплины астрометрии . Ранние фундаментальные расстояния, такие как радиусы Земли, Луны и Солнца, а также расстояния между ними, были хорошо оценены древними греками с помощью очень низких технологий.

Астрономическая единица

Основная статья: Астрономическая единица

Прямые измерения расстояний основаны на астрономической единице (АЕ), которая определяется как среднее расстояние между Землей и Солнцем . Законы Кеплера обеспечивают точные соотношения размеров орбит объектов, вращающихся вокруг Солнца, но не позволяют измерить общий масштаб орбитальной системы. Радар используется для измерения расстояния между орбитами Земли и второго тела. На основе этого измерения и соотношения размеров двух орбит рассчитывается размер орбиты Земли. Орбита Земли известна с абсолютной точностью в несколько метров и относительной точностью в несколько частей на 100 миллиардов ( 1 × 10 ⁻¹¹ ).

Исторически наблюдения транзитов Венеры имели решающее значение для определения АС; в первой половине 20 века важное значение имели также наблюдения за астероидами . В настоящее время орбита Земли определяется с высокой точностью с помощью радиолокационных измерений расстояний до Венеры и других близлежащих планет и астероидов. и отслеживая межпланетные космические корабли на их орбитах вокруг Солнца через Солнечную систему .

Параллакс

Этот раздел представляет собой отрывок из книги «Параллакс в астрономии» . [ редактировать ]

Звездное параллаксное движение от годового параллакса. Половина угла при вершине — это угол параллакса.

Параллакс — это угол, опирающийся на линию, лежащую в точке. На верхней диаграмме Земля на своей орбите проходит угол параллакса, образуемый Солнцем. На нижней диаграмме показан равный угол поворота Солнца в геостатической модели. Аналогичную диаграмму можно нарисовать и для звезды, за исключением того, что угол параллакса будет минимальным.

Наиболее важные фундаментальные измерения расстояний в астрономии основаны на тригонометрическом параллаксе , применяемом в методе звездного параллакса . По мере того как Земля вращается вокруг Солнца, положение ближайших звезд будет немного смещаться на более отдаленном фоне. Эти сдвиги представляют собой углы в равнобедренном треугольнике , где 2 а.е. (расстояние между крайними положениями орбиты Земли вокруг Солнца) составляют базовую часть треугольника, а расстояние до звезды представляет собой длинные катеты равной длины. Величина смещения довольно мала даже для ближайших звезд: она составляет 1 угловую секунду для объекта на расстоянии 1 парсек (3,26 светового года ), а затем уменьшается по угловой величине по мере увеличения расстояния. Астрономы обычно выражают расстояния в парсеках ( угловых секундах параллакса); световые годы используются в популярных средствах массовой информации.

в несколько раз Поскольку параллакс становится меньше с увеличением расстояния до звезды, полезные расстояния можно измерить только для звезд, которые находятся достаточно близко, чтобы иметь параллакс, превышающий точность измерения . В 1990-е годы, например, миссия Hipparcos получила параллаксы более ста тысяч звезд с точностью около миллисекунды дуги . обеспечивая полезные расстояния для звезд до нескольких сотен парсеков. может космического телескопа Хаббл потенциально Широкоугольная камера 3 обеспечить точность от 20 до 40 угловых микросекунд, что позволяет надежно измерять расстояния до 5000 парсеков (16 000 световых лет) для небольшого количества звезд. Космическая миссия «Гайя» предоставила столь же точные расстояния до большинства звезд ярче 15-й звездной величины.

Расстояния могут быть измерены с точностью до 10% до Галактического центра , находящегося на расстоянии около 30 000 световых лет. 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 за многие годы, а второе - путем измерения доплеровского сдвига спектра звезды, вызванного движением вдоль луча зрения. Для группы звезд с одинаковым спектральным классом и схожим диапазоном звездных величин средний параллакс можно получить на основе статистического анализа собственных движений относительно их лучевых скоростей. Этот метод статистического параллакса полезен для измерения расстояний до ярких звезд размером более 50 парсек и гигантских переменных звезд , включая цефеиды и переменные RR Лиры .

Измерения параллакса могут стать важным ключом к пониманию трех самых неуловимых компонентов Вселенной: темной материи , темной энергии и нейтрино .

Точное измерение расстояний до звезд с помощью космического телескопа «Хаббл» было расширено в 10 раз дальше в Млечный Путь.

Движение Солнца в пространстве обеспечивает более длинную базовую линию, что повысит точность измерений параллакса, известного как вековой параллакс . Для звезд диска Млечного Пути это соответствует средней базовой линии 4 а.е. в год, а для звезд гало базовая линия составляет 40 а.е. в год. Через несколько десятилетий базовая линия может быть на порядки больше, чем базовая линия Земля-Солнце, используемая для традиционного параллакса. Однако вековой параллакс вносит более высокий уровень неопределенности, поскольку относительная скорость наблюдаемых звезд является дополнительным неизвестным. При применении к выборкам из нескольких звезд неопределенность можно уменьшить; неопределенность обратно пропорциональна квадратному корню из размера выборки.

Параллакс движущегося скопления — это метод, при котором движения отдельных звезд в ближайшем звездном скоплении можно использовать для определения расстояния до скопления. Только рассеянные скопления находятся достаточно близко, чтобы этот метод мог оказаться полезным. В частности, расстояние, полученное для Гиад, исторически было важной ступенью на лестнице расстояний.

Для других отдельных объектов могут быть сделаны фундаментальные оценки расстояния при особых обстоятельствах. Если расширение газового облака, такого как остаток сверхновой или планетарная туманность , можно наблюдать с течением времени, то параллакса расширения можно оценить расстояние до этого облака. Однако эти измерения страдают от неточностей в отклонении объекта от сферичности. Расстояние до двойных звезд , которые являются как визуальными , так и спектроскопическими двойными, также может быть оценено аналогичными способами, и они не страдают от вышеуказанной геометрической неопределенности. Общей характеристикой этих методов является то, что измерение углового движения сочетается с измерением абсолютной скорости (обычно получаемой с помощью эффекта Доплера ). Оценка расстояния получается путем вычисления того, насколько далеко должен находиться объект, чтобы его наблюдаемая абсолютная скорость соответствовала наблюдаемому угловому движению.

В частности, параллакс расширения может дать фундаментальную оценку расстояния до очень далеких объектов, поскольку выбросы сверхновых имеют большие скорости расширения и большие размеры (по сравнению со звездами). Кроме того, их можно наблюдать с помощью радиоинтерферометров , которые могут измерять очень малые угловые движения. В совокупности они дают фундаментальные оценки расстояний до сверхновых в других галактиках. Хотя такие случаи ценны, они довольно редки, поэтому они служат важной проверкой последовательности на лестнице дистанции, а не сами по себе как рабочая лошадка.

Стандартные свечи

Почти все астрономические объекты, используемые в качестве индикаторов физических расстояний, относятся к классу, имеющему известную яркость. Сравнивая эту известную яркость с наблюдаемой яркостью объекта, расстояние до объекта можно вычислить с помощью закона обратных квадратов . Эти объекты известной яркости называются стандартными свечами , придуманными Генриеттой Суон Ливитт .

Яркость объекта можно выразить через его абсолютную величину . Эта величина получается из логарифма его светимости, видимой с расстояния 10 парсеков. Кажущаяся звездная величина , видимая наблюдателем (используется прибор, называемый болометром ), может быть измерена и использована вместе с абсолютной звездной величиной для расчета расстояния d до объекта в парсеках. следующее: $$5\cdot \log _{10}d=m-M+5$$или $$d=10^{(m-M+5)/5}$$где m — видимая звездная величина, а M — абсолютная звездная величина. Чтобы это было точным, обе величины должны находиться в одном и том же частотном диапазоне и не может быть относительного движения в радиальном направлении. Необходимы какие-то средства коррекции межзвездного поглощения , из-за которого объекты кажутся более тусклыми и красными, особенно если объект находится в пыльной или газообразной области. Разница между абсолютной и видимой величинами объекта называется его модулем расстояния , и астрономические расстояния, особенно межгалактические, иногда заносятся в таблицы таким образом.

Проблемы

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 его члены можно было распознать, и поиск достаточного количества членов этого класса с хорошо известными расстояниями, чтобы можно было определить их истинную абсолютную величину с достаточной точностью. Вторая проблема заключается в распознавании членов класса, а не в ошибочном использовании стандартной калибровки свечи на объекте, не принадлежащем классу. На больших расстояниях, где больше всего хочется использовать индикатор расстояния, эта проблема распознавания может быть весьма серьезной.

Серьезной проблемой, связанной со стандартными свечами, является повторяющийся вопрос о том, насколько они стандартны. Например, все наблюдения, кажется, указывают на то, что сверхновые типа Ia , находящиеся на известном расстоянии, имеют одинаковую яркость, скорректированную формой кривой блеска. Основания для такой близости по яркости обсуждаются ниже; однако существует вероятность того, что далекие сверхновые типа Ia обладают свойствами, отличными от свойств близлежащих 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. .

То, что это не просто философский вопрос, можно увидеть из истории измерений расстояний с использованием переменных цефеид . В 1950-х годах Уолтер Бааде обнаружил, что переменные близлежащих цефеид, используемые для калибровки стандартной свечи, относятся к другому типу, чем те, которые используются для измерения расстояний до близлежащих галактик. Близкие переменные цефеиды представляли собой звезды населения I с гораздо более высоким содержанием металлов , чем далекие звезды населения II . В результате звезды населения II на самом деле оказались намного ярче, чем предполагалось, и после исправления это привело к удвоению оценок расстояний до шаровых скоплений, близлежащих галактик и диаметра Млечного Пути.

Совсем недавно килонова была предложена в качестве еще одного типа стандартной свечи. «Поскольку килоновые взрывы имеют сферическую форму, астрономы могли бы сравнить видимый размер взрыва сверхновой с ее фактическим размером, наблюдаемым по движению газа, и таким образом измерить скорость космического расширения на разных расстояниях».

Стандартная сирена

Гравитационные волны, возникающие 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 из орбитальной энергии пары, и результирующее сокращение их орбит можно непосредственно наблюдать. как увеличение частоты излучаемых гравитационных волн. В ведущем порядке скорость изменения частоты $f$ дается $${\frac {df}{dt}}={\frac {96\pi ^{8/3}(G{\mathcal {M}})^{\frac {5}{3}}f^{\frac {11}{3}}}{5\,c^{5}}},$$где $G$ гравитационная постоянная , $c$ это скорость света , а ${\mathcal {M}}$ является единственным (следовательно, вычислимым) ) число, называемое чирп-массой системы, комбинация масс $(m_{1},m_{2})$ из двух объектов $${\mathcal {M}}={\frac {(m_{1}m_{2})^{3/5}}{(m_{1}+m_{2})^{1/5}}}.$$Наблюдая за формой волны, можно вычислить массу чирпа и, следовательно, мощность (скорость излучения энергии) гравитационных волн. Таким образом, такой источник гравитационных волн представляет собой стандартную сирену известной громкости.

Как и в случае со стандартными свечами, с учетом излучаемой и принимаемой амплитуд закон обратных квадратов определяет расстояние до источника. Однако есть некоторые отличия от стандартных свечей. Гравитационные волны не излучаются изотропно, но измерение поляризации волны дает достаточно информации для определения угла излучения. Детекторы гравитационных волн также имеют анизотропную диаграмму направленности антенны, поэтому для определения угла приема необходимо положение источника на небе относительно детекторов.

Обычно, если волна обнаруживается сетью из трех детекторов в разных местах, сеть измерит достаточно информации, чтобы внести эти поправки и определить расстояние. Кроме того, в отличие от стандартных свечей, гравитационные волны не нуждаются в калибровке по другим мерам расстояния. Измерение расстояния, конечно, требует калибровки детекторов гравитационных волн, но тогда расстояние по сути определяется как кратное длине волны лазерного света, используемого в интерферометре гравитационных волн .

Помимо калибровки детектора, существуют и другие факторы, ограничивающие точность этого расстояния. К счастью, гравитационные волны не подвержены затуханию из -за наличия поглощающей среды. Но они подвержены гравитационному линзированию , так же, как и свет. Если сигнал сильно линзирован , то он может быть принят как несколько событий, разделенных во времени, например, аналог нескольких изображений квазара. Менее легко распознать и контролировать эффект слабого линзирования , когда на путь сигнала в пространстве влияет множество событий небольшого увеличения и уменьшения увеличения. Это будет важно для сигналов, возникающих при космологическом красном смещении больше 1. Детекторным сетям трудно точно измерить поляризацию сигнала, если двойная система наблюдается почти лицом к лицу. Такие сигналы имеют значительно большие ошибки измерения расстояния. К сожалению, двойные системы излучают сильнее всего перпендикулярно плоскости орбиты, поэтому сигналы, направленные лицом вниз, по своей природе сильнее и наблюдаются чаще всего.

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. $H_{0}$. Так было с GW170817 , который использовался для проведения первых подобных измерений. Даже если для ансамбля сигналов невозможно идентифицировать электромагнитный аналог, можно использовать статистический метод, чтобы вывести значение $H_{0}$.

Стандартная линейка

Другой класс индикаторов физического расстояния — стандартная линейка . В 2008 году диаметры галактик были предложены в качестве возможной стандартной линейки для определения космологических параметров. физический масштаб, запечатленный барионными акустическими колебаниями Совсем недавно стал использоваться (БАО) в ранней Вселенной. В ранней Вселенной (до рекомбинации ) барионы и фотоны рассеивались друг от друга и образовывали сильно связанную жидкость, способную поддерживать звуковые волны. Волны возникают из-за первичных возмущений плотности и движутся со скоростью, которую можно предсказать на основе барионной плотности и других космологических параметров.

Общее расстояние, которое эти звуковые волны могут пройти до рекомбинации, определяет фиксированный масштаб, который после рекомбинации просто расширяется вместе со Вселенной. Таким образом, БАО представляет собой стандартную линейку, которую можно измерить в обзорах галактик по влиянию барионов на кластеризацию галактик. Этот метод требует обширного обзора галактики, чтобы сделать этот масштаб видимым, 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 в качестве стандартных линеек. хотя правильно измерить геометрию источника сложно.

Индикаторы галактического расстояния

См. Также: Измерение расстояния.

За некоторыми исключениями, расстояния, основанные на прямых измерениях, доступны только в пределах примерно тысячи парсеков, что составляет скромную часть нашей Галактики. Для расстояний, превышающих это, меры зависят от физических предположений, то есть утверждения о том, что рассматриваемый объект распознается, а класс объектов достаточно однороден, чтобы его члены можно было использовать для значимой оценки расстояния.

Индикаторы физического расстояния, используемые в постепенно увеличивающихся масштабах расстояний, включают:

• Динамический параллакс использует орбитальные параметры визуальных двойных систем для измерения массы системы и, следовательно, использует соотношение масса-светимость для определения светимости.
  • Затменно-двойные системы . В последнее десятилетие измерение фундаментальных параметров затменно-двойных систем стало возможным с помощью телескопов 8-метрового класса. Это позволяет использовать их в качестве индикаторов расстояния. Недавно они использовались для прямой оценки расстояний до Большого Магелланова Облака (LMC), Малого Магелланова Облака (SMC), Галактики Андромеды и Галактики Треугольника . Затменные двойные системы предлагают прямой метод измерения расстояния до галактик с новым улучшенным уровнем точности в 5%, который возможен с помощью современных технологий на расстоянии около 3 Мпк (3 миллиона парсеков).
• Переменные RR Лиры — используются для измерения расстояний внутри галактики и в близлежащих шаровых скоплениях .
• Следующие четыре индикатора используют звезды старого звездного населения (Население II):
  • Кончик индикатора расстояния до ветви красного гиганта (TRGB).
  • Функция светимости планетарной туманности (PNLF)
  • Функция светимости шарового скопления (GCLF)
  • Колебания поверхностной яркости (SBF)
• В галактической астрономии рентгеновские всплески (термоядерные вспышки на поверхности нейтронной звезды в качестве стандартных свечей используются ). Наблюдения рентгеновских всплесков иногда показывают рентгеновские спектры, указывающие на расширение радиуса. Следовательно, поток рентгеновского излучения на пике вспышки должен соответствовать светимости Эддингтона , которую можно рассчитать, если известна масса нейтронной звезды (обычно используется предположение 1,5 массы Солнца). Этот метод позволяет определять расстояние до некоторых маломассивных рентгеновских двойных систем . Рентгеновские двойные системы малой массы очень слабы в оптическом диапазоне, что чрезвычайно затрудняет определение их расстояний.
• Межзвездные мазеры можно использовать для определения расстояний до галактических и некоторых внегалактических объектов, обладающих мазерным излучением.
• Цефеиды и новые звезды
• Отношение Талли -Фишера
• Джексона Соотношение Фабера-
• Сверхновые типа Ia , которые имеют очень хорошо определенную максимальную абсолютную звездную величину в зависимости от формы их кривой блеска и полезны для определения внегалактических расстояний до нескольких сотен Мпк. Заметным исключением является SN 2003fg , «Сверхновая Шампанского», сверхновая типа Ia необычной природы.
• Красное смещение и закон Хаббла

Установка основной последовательности

Основная статья: Спектроскопический параллакс

Когда абсолютная звездная величина группы звезд сопоставляется со спектральной классификацией звезды на диаграмме Герцшпрунга-Рассела , обнаруживаются закономерности эволюции, связанные 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 звездную величину звезды. Сравнение этого значения с видимой величиной позволяет определить приблизительное расстояние после поправки на межзвездное затухание светимости из-за газа и пыли.

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

Шкала внегалактических расстояний

Индикаторы внегалактического расстояния

Метод	Неопределенность для одиночной галактики (маг)	Расстояние до скопления Девы ( Мпк )	Диапазон (Мпк)
Классические цефеиды	0.16	15–25	29
Новый	0.4	21.1 ± 3.9	20
Функция светимости планетарной туманности	0.3	15.4 ± 1.1	50
Функция светимости шарового скопления	0.4	18.8 ± 3.8	50
Колебания яркости поверхности	0.3	15.9 ± 0.9	50
Отношение Сигма-D	0.5	16.8 ± 2.4	> 100
Сверхновые типа Ia	0.10	19.4 ± 5.0	> 1000

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

Эффект Вильсона-Баппу

Основная статья: эффект Вильсона-Баппу

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

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

Классические цефеиды

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

     $5\log _{10}{d}=V+(3.34)\log _{10}{P}-(2.45)(V-I)+7.52\,.$
     $5\log _{10}{d}=V+(3.37)\log _{10}{P}-(2.55)(V-I)+7.48\,.$

Несколько проблем усложняют использование цефеид в качестве стандартных свечей и активно обсуждаются, главные из них: природа и линейность зависимости период-светимость в различных полосах пропускания, а также влияние металличности как на нулевую точку, так и на наклон этих отношений. и влияние фотометрического загрязнения (смешивания) и изменения (обычно неизвестного) закона затухания на расстояния цефеид.

Эти нерешенные вопросы привели к тому, что указанные значения постоянной Хаббла находятся в диапазоне от 60 до 80 км/с/Мпк. Разрешение этого несоответствия является одной из главных проблем астрономии, поскольку некоторые космологические параметры Вселенной можно значительно лучше ограничить, предоставив точное значение постоянной Хаббла.

Переменные звезды-цефеиды были ключевым инструментом в выводе Эдвина Хаббла в 1923 году о том, что M31 (Андромеда) была внешней галактикой, а не меньшей туманностью внутри Млечного Пути. Он смог вычислить расстояние до М31 до 285 кпк, сегодняшнее значение составляет 770 кпк.

Как было обнаружено на данный момент, NGC 3370, спиральная галактика в созвездии Льва, содержит самые далекие из когда-либо обнаруженных цефеид на расстоянии 29 Мпк. Переменные звезды-цефеиды ни в коей мере не являются идеальными маркерами расстояний: у близких галактик они имеют погрешность около 7%, а у самых далеких — до 15%.

Сверхновые

SN 1994D (яркое пятно внизу слева) в галактике NGC 4526 . Изображение предоставлено НАСА , ЕКА , командой проекта Hubble Key и командой поиска сверхновых High-Z.

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

Измерение фотосферы сверхновой

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

$$\omega ={\frac {\Delta \theta }{\Delta t}}\,,$$где ω — угловая скорость, θ — угловая протяженность. Чтобы получить точные измерения, необходимо провести два наблюдения, разделенные временем Δt . Впоследствии мы можем использовать

$$\ d={\frac {V_{ej}}{\omega }}\,,$$где d - расстояние до сверхновой, V _ej - радиальная скорость выброса сверхновой (можно предположить, что V _ej равна V _θ, если она сферически симметрична).

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

Кривые блеска типа Ia

Сверхновые типа Ia — один из лучших способов определения внегалактических расстояний. Иа возникает, когда двойная звезда-белый карлик начинает аккрецировать вещество от своей звезды-компаньона. По мере того, как белый карлик обретает материю, в конечном итоге он достигает предела Чандрасекара . $1.4M_{\odot }$.

Достигнув ее, звезда становится нестабильной и подвергается неконтролируемой реакции 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

$$\ M_{B}\approx M_{V}\approx -19.3\pm 0.3\,.$$Следовательно, при наблюдении сверхновой типа Ia, если можно определить, какова была ее максимальная звездная величина, то можно вычислить расстояние до нее. Нет никакой необходимости снимать сверхновую непосредственно на ее пиковой величине; Используя метод формы многоцветной кривой блеска ( MLCS ), форма кривой блеска (взятая в любое разумное время после первоначального взрыва) сравнивается с семейством параметризованных кривых, которые будут определять абсолютную звездную величину при максимальной яркости. Этот метод также учитывает межзвездное затухание/затемнение из-за пыли и газа.

Аналогичным образом, метод растяжения подгоняет кривые блеска конкретных звездных величин к шаблонной кривой блеска. Этот шаблон, в отличие от нескольких кривых блеска на разных длинах волн (MLCS), представляет собой всего лишь одну кривую блеска, растянутую (или сжатую) во времени. Используя этот коэффициент растяжения , можно определить пиковую величину.

Использование сверхновых типа Ia — один из наиболее точных методов, особенно потому, что взрывы сверхновых можно увидеть на больших расстояниях (их светимость соперничает со светимостью галактики, в которой они расположены), намного дальше, чем переменные цефеиды (в 500 раз дальше). Много времени было посвящено совершенствованию этого метода. Текущая неопределенность приближается всего к 5%, что соответствует неопределенности всего в 0,1 звездной величины.

Новые в определении расстояний

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

$$\ M_{V}^{\max }=-9.96-2.31\log _{10}{\dot {x}}\,.$$Где ${\dot {x}}$ — это производная по времени магнитуды новой, описывающая среднюю скорость снижения блеска для первых двух звездных величин.

После затухания новых они примерно такие же яркие, как самые яркие переменные звезды цефеиды, поэтому оба эти метода имеют примерно одинаковое максимальное расстояние: ~ 20 Мпк. Ошибка этого метода приводит к погрешности величины около ±0,4.

Функция светимости шарового скопления

На основе метода сравнения светимости шаровых скоплений (расположенных в галактических гало) из далеких галактик со светимостью скопления Девы , функция светимости шарового скопления несет 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 Девы А с скоплениями в Андромеде, предположив, что светимость скоплений в обоих случаях одинакова. Зная расстояние до Андромеды, Баум предположил прямую корреляцию и оценил расстояние до Девы А.

Баум использовал только одно шаровое скопление, но отдельные образования часто являются 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:

$$\ \Phi (m)=Ae^{(m-m_{0})^{2}/2\sigma ^{2}}\,$$где m ₀ — звездная величина оборота, M ₀ — звездная величина скопления Девы, а сигма — дисперсия ~ 1,4 магн.

Предполагается, что все шаровые скопления во Вселенной имеют примерно одинаковую светимость . Не существует универсальной функции светимости шарового скопления, применимой ко всем галактикам.

Функция светимости планетарной туманности

Как и метод GCLF, аналогичный численный анализ можно использовать для планетарных туманностей в далеких галактиках. 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.

Астроном Джордж Ховард Джейкоби и его коллеги позже предположили, что функция PNLF равна:

$$\ N(M)\propto e^{0.307M}(1-e^{3(M^{*}-M)})\,.$$Где N(M) — номер планетарной туманности, имеющей абсолютную величину M. M* равна туманности с самой яркой звездной величиной.

Метод колебания поверхностной яркости

Скопление галактик

Следующий метод касается общих свойств галактик. Эти методы, хотя и с разным процентом ошибок, способны давать оценки расстояний за пределами 100 Мпк, хотя обычно они применяются более локально.

Метод флуктуаций поверхностной яркости (SBF) использует преимущества использования ПЗС- камер на телескопах. Из-за пространственных колебаний поверхностной яркости галактики некоторые пиксели этих камер улавливают больше звезд, чем другие. По мере увеличения расстояния картинка будет становиться все более плавной. Анализ этого описывает величину вариаций от пикселя к пикселю, которая напрямую связана с расстоянием до галактики.

Отношение Сигма-D

Соотношение Сигма -D (или соотношение Σ-D), используемое в эллиптических галактиках , связывает угловой диаметр (D) галактики с дисперсией ее 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. ⁻² . Эта поверхностная яркость не зависит от фактического расстояния галактики от нас. Вместо этого D обратно пропорциональна расстоянию до галактики, представленному как d. Таким образом, в этом отношении не используются стандартные свечи. Скорее, D представляет собой стандартную линейку. Это соотношение между D и Σ

$$\log(D)=1.333\log(\Sigma )+C$$где C — константа, зависящая от расстояния до скоплений галактик.

Этот метод потенциально может стать одним из самых мощных методов расчета галактических расстояний, возможно, превосходя по дальности даже метод Талли-Фишера. Однако на сегодняшний день эллиптические галактики недостаточно яркие, чтобы обеспечить калибровку этого метода с помощью таких методов, как цефеиды. Вместо этого калибровка выполняется более грубыми методами.

Перекрытие и масштабирование

Последовательность индикаторов расстояний, представляющая собой лестницу расстояний, необходима для определения расстояний до других галактик. Причина в том, что объекты, достаточно яркие, чтобы их можно было распознать и измерить на таких расстояниях, настолько редки, что поблизости их практически нет, поэтому слишком мало примеров достаточно близких с надежным тригонометрическим параллаксом для калибровки индикатора. Например, переменные цефеид, один из лучших индикаторов близлежащих спиральных галактик , пока не могут быть удовлетворительно откалиброваны только по параллаксу, хотя космическая миссия «Гайя» теперь может повлиять на эту конкретную проблему. Ситуация осложняется еще и тем, что в различных звездных популяциях обычно присутствуют не все типы звезд.

Цефеиды, в частности, являются массивными звездами с коротким сроком жизни, поэтому их можно найти только в тех местах, где звезды образовались совсем недавно. Следовательно, поскольку в эллиптических галактиках обычно давно прекратилось крупномасштабное звездообразование, в них не будет цефеид. Вместо этого необходимо использовать индикаторы расстояний, происхождение которых связано с более старым звездным населением (например, новые звезды и переменные RR Лиры). Переменные RR Лиры менее яркие, чем цефеиды, а новые непредсказуемы, и необходима интенсивная программа мониторинга — и удача в ходе этой программы — чтобы собрать достаточное количество новых в целевой галактике для хорошей оценки расстояния.

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

Еще одна проблема, особенно для самых ярких стандартных свечей, - это их «стандартность»: насколько однородны объекты по своей истинной абсолютной величине. Для некоторых из этих различных стандартных свечей однородность основана на теориях формирования и эволюции звезд и галактик и, следовательно, также подвержена неопределенностям в этих аспектах. Известно, что для наиболее ярких индикаторов расстояний — сверхновых типа Ia — однородность низкая. Однако ни один другой класс объектов не является достаточно ярким, чтобы его можно было обнаружить на таких больших расстояниях, поэтому этот класс полезен просто потому, что нет реальной альтернативы.

Наблюдательный результат закона Хаббла — пропорциональная зависимость между расстоянием и скоростью, с которой галактика удаляется от нас, обычно называемая красным смещением, — является продуктом космической лестницы расстояний. Эдвин Хаббл заметил, что более тусклые галактики имеют большее красное смещение. Нахождение значения постоянной Хаббла стало результатом десятилетий работы многих астрономов, как по накоплению измерений красного смещения галактик, так и по калибровке ступеней лестницы расстояний. Закон Хаббла — это основное средство, которым мы располагаем для оценки расстояний до квазаров и далеких галактик, в которых невозможно увидеть отдельные индикаторы расстояний.

См. также

• Проект Араукария
• Измерение расстояния
• Порядки величины (длина)#Астрономический
• Стандартная линейка

Библиография

• Кэрролл, Брэдли В.; Остли, Дейл А. (2014). Введение в современную астрофизику . Харлоу, Великобритания: Pearson Education Limited . ISBN  978-1-292-02293-2 .
• Измерение Вселенной Космологическая лестница расстояний , Стивен Уэбб, авторские права 2001 г.
• Пасачофф, Дж. М .; 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 , Острайкер и Гнедин, 5 мая 1997 г.
• Введение в измерение расстояний в астрономии , Ричард де Грийс, Чичестер: John Wiley & Sons, 2011, ISBN   978-0-470-51180-0 .

Внешние ссылки

• Азбука расстояний (UCLA)
• Шкала внегалактических расстояний Билла Кила
• Ключевой проект космического телескопа «Хаббл» на шкале внегалактических расстояний
• Постоянная Хаббла , историческая дискуссия
• Шкала космических расстояний НАСА
• Информационная база данных ПНЛФ
• Астрофизический журнал