Rasstoyaniya do kosmicheskih ob'ektov (metody opredeleniya)

Opredelenie rasstoyanii do planet.

Sr. rasstoyanie r planety ot Solnca (v dolyah a.e.) nahodyat po periodu ee obrasheniya T:
, (1)
gde r vyrazheno v a.e., a T - v zemnyh godah. Massoi planety po sravneniyu s massoi Solnca mozhno prenebrech'. Formula (1) sleduet iz 3-go zakona Keplera. Rasstoyaniya do Luny i planet s vysokoi tochnost'yu opredeleny metodami radiolokacii (sm. Radiolokacionnaya astronomiya).

Opredelenie rasstoyanii do blizhaishih zvezd.

Vsledstvie godichnogo dvizheniya Zemli po orbite blizkie zvezdy nemnogo peremeshayutsya otnositel'no dalekih "nepodvizhnyh" zvezd. Za god takaya zvezda opisyvaet na nebesnoi sfere malyi ellips, razmery k-rogo tem men'she, chem dal'she zvezda. V uglovoi mere bol'shaya poluos' etogo ellipsa priblizitel'no ravna velichine maks. ugla, pod kakim so zvezdy vidna 1 a.e. (bol'shaya poluos' zemnoi orbity), perpendikulyarnaya napravleniyu na zvezdu. Etot ugol (), nazyvaemyi godichnym ili trigonometrich. parallaksom zvezdy, sluzhit dlya izmereniya rasstoyaniya do nee na osnove trigonometrich. sootnoshenii mezhdu storonami i uglami treugol'nika ZSA, v k-tom izvesten ugol i bazis - bol'shaya poluos' zemnoi orbity (ris. 1).

Rasstoyanie r do zvezdy, opredelyaemoe po velichine ee trigonometrich. parallaksa , ravno:
(a.e.), (2)
gde parallaks vyrazhen v uglovyh sekundah.

Ris. 1. Opredelenie rasstoyaniya do zvezdy A po ee vidimomu godichnomu peremesheniyu na nebesnoi sfere, vyzvannomu dvizheniem Zemli po orbite; - parallaks zvezdy A, S - Solnce, Z - Zemlya, rasstoyanie mezhdu nimi ravno 1 a.e.

Dlya udobstva opredeleniya rasstoyanii do zvezd s pomosh'yu parallaksov v astronomii primenyayut spec. edinicu dliny - parsek (pk). Zvezda, nahodyashayasya na rasstoyanii 1 pk, imeet parallaks, ravnyi 1". Soglasno f-le (2), 1 pk=206265 a.e.= sm. Naryadu s parsekom primenyaetsya eshe odna spec. ed. rasstoyanii - svetovoi god, on raven 0,307 pk, ili sm.

Blizhaishaya k Solnechnoi sisteme zvezda - krasnyi karlik 12-i zvezdnoi velichiny Proksima Kentavra - imeet parallaks 0,762, t.e. rasstoyanie do nee ravno 1,32 pk (4,3 sv. goda).

Nizhnii predel izmerenii trigonometrich. parallaksov ~ 0,01", poetomu s ih pomosh'yu mozhno izmeryat' rasstoyaniya, ne prevyshayushie 100 pk (s otnosit. pogreshnost'yu 50%). Pri rasstoyaniyah do 20 pk otnosit. pogreshnost' ne prevyshaet 10%. Rasstoyaniya do bolee dalekih zvezd v astronomii opredelyayut v osnovnom fotometrich. metodom (sm. nizhe).

Krome parallaktich. smeshenii blizkih zvezd mozhno otmetit' lish' dva sluchaya, kogda vidimye peremesheniya detalei kosmich. ob'ektov po nebu mozhno takzhe ispol'zovat' dlya tochnogo opredeleniya rasstoyanii do nih. Eto - nesk. dvizhushihsya blizkih zvezdnyh skoplenii i bystro peremeshayushiesya gazovye obolochki ili sgusheniya. Primerom yavl. novye i sverhnovye zvezdy, dlya razletayushihsya obolochek k-ryh naryadu s vidimoi skorost'yu rasshireniya v uglovyh sekundah mozhno opredelit' spektr. sposobom radial'nuyu skorost' rasshireniya.

Fotometricheskii metod opredeleniya rasstoyanii.

Osveshennosti, sozdavaemye odinakovymi po moshnosti ischtonikami sveta, obratno proporcional'ny kvadratam rasstoyanii do nih. Sledovatel'no, vidimyi blesk odinakovyh svetil (t.e. osveshennost', sozdavaemaya u Zemli na edinichnoi ploshadke, perpendikulyarnoi lucham sveta) mozhet sluzhit' meroi rasstoyanii do nih. Vyrazhenie osveshennostei v zvezdnyh velichinah (m - vidimaya, M - absolyutnaya zvezdnaya velichina) privodit k sleduyushei osn. f-le fotometrich. rasstoyanii r_f (pk):
. (3)

Dlya svetil, u k-ryh izvestny trigonometrich. parallaksy, mozhno, opredeliv M po etoi zhe f-le, sopostavit' fiz. sv-va s abs. zvezdnymi velichinami. Eto sopostavlenie pokazalo, chto abs. zvezdnye velichiny mnogih klassov svetil (zvezd, galaktik i dr.) mozhno ocenivat' po ryadu ih fiz. sv-v.

Osn. sposobom ocenki abs. velichin zvezd yavl. spektral'nyi: v spektrah zvezd odnogo i togo zhe spektral'nogo klassa obnaruzheny osobennosti, ukazyvayushie na ih abs. velichiny (chashe vsego eto usilenie linii ionizov. atomov s vozrastaniem svetimosti zvezd). Po takim priznakam zvezdy razdeleny na klassy svetimosti (sm. Svetimosti klassy). Po klassam i bolee melkim podklassam svetimosti, ocenivaemym po spektram zvezd, mozhno nahodit' abs. velichiny s pogreshnost' do 0,5^m. Eta pogreshnost' sootvetstvuet otnositel'noi pogreshnosti 30% pri opredelenii r_f po f-le (3).

Dlya opredeleniya rasstoyanii do zvezdnyh skoplenii imeetsya spec. sposob, ispol'zuyushii diagrammu "vidimaya velichina-pokazat' cveta" zvezd skopleniya. Ona sravnivaetsya s diagrammoi "abs. velichina-pokazat' cveta", k-raya sostavlena po zvezdam togo zhe tipa blizkih k nam skoplenii (ris. 2). Sdvig mezhdu sravnivaemymi diagrammami po vertikali raven modulyu rasstoyaniya (m-M), po k-romu pri pomoshi f-ly (3) i nahodyat t.n. fotometrich. rasstoyanie r_f zvezdnogo skopleniya (s otnositel'noi pogreshnost'yu 20%).

Ris. 2. Zavisimost' "absolyutnaya zvezdnaya velichina MV-pokazatel' cveta (B-V)0" dlya ishodnoi glavnoi posledovatel'nosti (verhnyaya krivaya) i zavisimost' "vidimaya zvezdnaya velichina m0 - pokazatel' cveta" skopleniya Perseya (nizhnyaya krivaya); m0 - vidimaya zvezdnaya velichina, svobodnaya ot mezhzvezdnogo poglosheniya sveta. Sdvig po osi zvezdnyh velichin raven modulyu rasstoyanii m0-MV.

Vazhnyi metod opredeleniya fotometrich. rasstoyanii v Galaktike i do sosednih zvezdnyh sistem - galaktik - osnovan na harakternom sv-ve peremennyh zvezd - cefeid. Korotkoperiodicheskie cefeidy (s periodami kolebanii bleska menee sutok) v srednem imeyut abs. velichinu +0,5^m. Oni vstrechayutsya v sharovyh zvezdnyh skopleniyah, v centr. oblasti i sferich. korone Galaktiki i otnosyatsya k ee zvezdnomu naseleniyu II tipa. Po cefeidam v konechnom schete naideny rasstoyaniya do sharovyh zvezdnyh skoplenii i ustanovleno rasstoyanie ot Solnca do centra Galaktiki.

Dlya dolgoperiodicheskih cefeid (periody kolebanii ot 1 do 146 sut), otnosyashihsya k zvezdnomu naseleniyu I tipa (ploskoi sostavlyayushei Galaktiki), ustanovlena vazhnaya zavisimost' period-svetimost', soglasno k-roi, chem koroche period kolebanii bleska, tem cefeida slabee po abs. velichine. S pomosh'yu etoi zavisimosti mozhno opredelit' abs. velichiny cefeid po dlitel'nosti ih periodov kolebanii bleska i, sledovatel'no,fotometrich. rasstoyaniya do cefeid i zvezdnyh skoplenii, spiral'nyh rukavov i zvezdnyh sistem, gde oni nablyudayutsya (sm. Period-svetimost' zavisimost'). Pogreshnost' opredeleniya rasstoyanii po cefeidam sostavlyaet dlya zvezdnyh skoplenii v srednem 40% (v otdel'nyh sluchayah men'she).

Opredelenie vnegalakticheskih rasstoyanii.

Rasstoyaniya do blizhaishih galaktik byli ustanovleny po ocenkam vidimyh zvezdnyh velichin cefeid i yarchaishih zvezd v etih zvezdnyh sistemah. Bolee tysyachi cefeid naideno v Magellanovyh Oblakah, nesk. soten - v Tumannosti Andromedy. Cefeidy obnaruzhenf takzhe v semi nepravil'nyh i spiral'nyh galaktikah, nahodyashihsya v radiuse ok. 3 Mpk vokrug nashei Galaktiki.

V sistemah, gde ne udaetsya obnaruzhit' cefeidy, ishut yarchaishie zvezdy-sverhgiganty i giganty vysshih klassov svetimosti. Yarchaishie sverhgiganty obnaruzheny v nesk. sotnyah spiral'nyh i nepravil'nyh galaktik v radiuse do 10 Mpk (abs. velichiny ih - ot -9 do -10^m). V elliptich. galaktikah naselenie I tipa (dolgoperiodich. cefeidy, sverhgiganty i goryachie gazovye tumannosti) otsutstvuet. Odanko nebol'shie elliptich. galaktiki nashei Mestnoi gruppy (sm. Galaktiki) na fotografiyah raspadayutsya nazvezdy, yarchaishie iz k-ryh okazalis' krasnymi gigantami, analogichnymi gigantam v sharovyh zvezdnyh skopleniyah nashei Galaktiki (abs. velichiny etih gigantov dostigayut -2^m, radius obnaruzheniya - ok. 1 Mpk). Po krasnym gigantam udaetsya ocenivat' fotometrich. rasstoyaniya do elliptich. galaktik vnutri Mestnoi gruppy galaktik s pogreshnost'yu 20%.

V kachestve indikatorov rasstoyanii ispol'zuyutsya takzhe novye zvezdy i sverhnovye zvezdy.

V nek-ryh galaktikah nablyudayutsya yarkie gazovye tumannosti. Okazalos', chto lineinye razmery naibol'shih tumannostei v galaktikah pochti odinakovy. Poetomu, izmeriv uglovye razmery d" yarchaishei tumannosti v k.-l. galaktike, mozhno opredelit' rasstoyanie r do etoi galaktiki. Dannyi sposob primenim k spiral'nym i nepravil'nym galaktikam do rasstoyanii 15 Mpk. Pogreshnost' etogo metoda - ne menee 10%.

Do ostal'nyh galaktik fotometrich. rasstoyaniya mozhno opredelyat' bolee grubym sposobom po ocenke integral'noi zvezdnoi velichiny galaktiki. Po osobennostyam vnesh. vida spiral'nyh galaktik (tolshina, dlina spiral'nyh rukavov, poverhnostnaya yarkost' i t.p.) chasto mozhno grubo ocenit' svetimost' galaktiki ili, po krainei mere, ustanovit', chto galaktika ne otnositsya k chislu karlikovyh. V poslednem sluchae ee abs. integral'nuyu velichinu mozhno uslovno prinyat' ravnoi -20^m (sr. znachenie dlya galaktik-gigantov) i po vidimoi velichine grubo ocenit' rasstoyanie.

Na bol'shih rasstoyaniyah (> 1000 Mpk) vidimyi blesk galaktik i dr. kosmich. ob'ektov oslablyaetsya ne tol'ko v silu fotometricheskogo zakona kvadrata rasstoyaniya, no takzhe, pomimo poglosheniya sveta, vsledstvie krasnogo smesheniya - "pokrasneniya" dalekih istochnikov izlucheniya, otrazhayushego rasshirenie Vselennoi, chto prihoditsya uchityvat' pri opredelenii fotometrich. rasstoyanii.

Opredelenie rasstoyanii po krasnomu smesheniyu

Sravnenie fotometrich. rasstoyanii do galaktik s velichinoi smesheniya z ih spektr. linii k krasnomu koncu spektra pokazalo, chto velichina proporcional'na rasstoyaniyu r (Habbla zakon): z=Hr/c, gde H - postoyannaya Habbla. Otsyuda poluchaetsya f-la dlya opredeleniya rasstoyanii do dalekih galaktik, radiogalaktik i kvazarov:
r=cz/H (Mpk). (4)

Ris. 3. Metody opredeleniya rasstoyanii do zvezd i vnegalakticheskih ob'ektov; ukazany sovremennye predely primenimosti metodov i osnovnye izmeritel'nye principy.

V predelah sistem galaktik (par, grupp, skoplenii) eta zavisimost' neprimenima iz-za sobst. skorostei galaktik v etih sistemah. Opredelenie rasstoyanii do sravnitel'no blizkih galaktik po f-le (4) trebuet takzhe ucheta dvizheniya nashei Galaktiki v Mestnoi gruppe galaktik i Mestnoi gruppy otnositel'no okruzhayushih galaktik (eta skorost' sostavlyaet nesk. soten km/s). Proverka proporcional'nosti krasnogo smesheniya fotometrich. rasstoyaniyu dlya galaktik i radiogalaktik, predel'no dostupnyh nablyudeniyam v teleskopy, v osnovnom podtverdila zakon Habbla. Odnako rasstoyanie, opredelennoe po krasnomu smesheniyu (habblovskoe), uzhe nel'zya schitat' fotometricheskim, hotya H i poluchena po fotometricheskim rasstoyaniyam galaktik.

Do 500 Mpk sistema vnegalaktich. rasstoyanii (fotometrich. i habblovskih) proverena pryamymi opredeleniyami rasstoyanii do sverhnovyh zvezd po izmereniyam ih poverhnostnyh temp-r i skorostei rasshireniya obolochek. Nadezhnyh ocenok znachitel'no bol'shih rasstoyanii poka net.

Na ris. 3 pokazany predely primenimosti rasmotrennyh metodov opredeleniya rasstoyanii do kosmich. ob'ektov.

Dlya galaktik s z>0,5 zavisimost' (4) prinimaet bolee slozhnyi vid i neodinakova dlya razlichnyh kosmologich. modelei Vselennoi.

Lit.:
Struve O., Linds B., Pillans E., Elementarnaya astronomiya, per. s angl., M., 1967; Agekyan T.A., Zvezdy, galaktiki, metagalaktika, 2 izd., M., 1970; Efremov Yu.N., V glubiny Vselennoi, 2 izd., M., 1977; Voroncov-Vel'yaminov B.A., Vnegalakticheskaya astronomiya, 2 izd., M., 1978.

(Yu.P. Pskovskii)