19.2 Metody opredeleniya rasstoyanii do galaktik

Lekciya 19. Galaktiki

19.2 Metody opredeleniya rasstoyanii do galaktik

Nekotorye metody opredeleniya rasstoyanii do galaktik my uzhe upominali v predydushih lekciyah. Eto metod diametrov, sygravshii bol'shuyu rol' v ustanovlenii Habblom zakona razbeganiya galaktik, i metod yarchaishih zvezd - samyh yarkih krasnyh gigantov dlya blizkih ellipticheskih galaktik i golubyh i krasnyh sverhgigantov dlya spiral'nyh galaktik. No samym vazhnym yavlyaetsya metod, osnovannyi na ispol'zovanii zavisimosti period-svetimost' klassicheskih cefeid, kotoryi ispol'zuetsya dlya opredeleniya rasstoyanii do blizkih spiral'nyh i nepravil'nyh galaktik i sluzhit osnovoi dlya opredeleniya rasstoyanii v blizhaishei vselennoi, tak kak imenno s pomosh'yu nablyudeniya cefeid kalibruetsya zavisimost' luchevaya skorost'-rasstoyanie (zakon Habbla). Cefeidy v nastoyashee vremya ostayutsya naibolee tochnymi indikatorami rasstoyanii (oshibka metoda 10-20%) na promezhutke do ≈ 10 Mpk (dlya sravneniya - rasstoyanie do Tumannosti Andromedy M31 priblizitel'no ravno 700 kpk).

Primerno v teh zhe predelah (no s oshibkoi do 50%) indikatorom rasstoyaniya dlya spiral'nyh i nepravil'nyh galaktik, to est' galaktik s bol'shim kolichestvom gaza, mogut sluzhit' oblaka ionizovannogo vodoroda. Delo v tom, chto diametr krupneishei oblasti HII v galaktike zavisit ot absolyutnoi zvezdnoi velichiny etoi galaktiki. Dlya opredeleniya rasstoyanii do blizhaishih ellipticheskih galaktik ispol'zuyutsya svetimosti peremennyh zvezd tipa RR Liry. Napomnim takzhe ob ispol'zovanii funkcii integral'noi svetimosti sharovyh skoplenii dlya opredeleniya rasstoyanii do galaktik, o kotorom govorilos' v lekcii o sharovyh skopleniyah. Dostupnye metodu predel'nye rasstoyaniya poryadka 50 Mpk, pri oshibke 25-50%. Sverhnovye zvezdy tozhe ispol'zuyut dlya ocenki rasstoyanii, poskol'ku v maksimume bleska sverhnovye tipa Ia, naprimer, imeyut prakticheski odinakovye absolyutnye zvezdnye velichiny. V nazemnye teleskopy ih mozhno zapechatlet' na rasstoyanii v polovinu razmera Vselennoi, a kosmicheskii teleskop - na eshe bol'shem rasstoyanii. Tipichnaya oshibka metoda v opredelenii rasstoyanii do galaktik 25-50%. Imenno dannye o sverhnovyh tipa Ia, vspyhnuvshih v ochen' dalekih galaktikah, svidetel'stvuyut, chto primerno 5 mlrd. let nazad zamedlenie rasshireniya Vselennoi smenilos' ego uskoreniem.

K sozhaleniyu, sverhnovye vspyhivayut v galaktikah redko i neprognoziruemym obrazom, poetomu dlya dalekih galaktik razrabotany drugie podhody. V chastnosti, ves'ma perspektivnymi predstavlyayutsya dva metoda, kotorye trebuyut nablyudeniya luchevyh skorostei zvezd i mezhzvezdnoi materii vnutri galaktik. Pervyi, izvestnyi kak metod Talli-Fishera, osnovan na ispol'zovanii naidennoi imi 1977 godu empiricheskoi zavisimosti mezhdu svetimostyami galaktik pozdnego tipa i shirinami v nih linii 21 sm (t.e. skorostyami vrasheniya galaktik). Sovremennye izmereniya privodyat k sootnosheniyu: L ∝ V_max^3.4. Metod udoben dlya provedeniya massovyh statisticheskih issledovanii v dalekih skopleniyah galaktik. Dlya galaktik rannih tipov rasstoyaniya mozhno nahodit' na osnove obnaruzhennoi Faber i Dzheksonom v 1976 godu korrelyacii mezhdu svetimost'yu normal'nyh ellipticheskih galaktik i dispersiei skorostei ih zvezd - eto stepennoi zakon L ∝ σ_V⁴ . Naibol'shuyu pol'zu metod mozhet prinesti, esli ispol'zovat' ego dlya izmerenii otnositel'nyh rasstoyanii mezhdu galaktikami. Eti metody tochnee, chem metod diametrov, no oshibki i v nih mogut dostigat' 50%. Oba metoda osnovany, kak vidim, na vpolne ozhidaemoi iz teoremy viriala zavisimosti: chem tyazhelee galaktika, tem vyshe skorosti dvizheniya v nei zvezd i oblakov gaza. Odnako sushestvovanie obeih empiricheskih zavisimostei zastavlyaet predpolagat', chto sootnosheniya vidimoi i temnoi materii v galaktikah sootvetstvuyushih tipov odinakovo, chto eshe ne nashlo teoreticheskogo obosnovaniya.

Pereidem teper' k opredeleniyu rasstoyanii do naibolee udalennyh ob'ektov, k kotorym neprimenimy otmechennye vyshe metody. Vvedem tak nazyvaemoe krasnoe smeshenie: pri etom imeetsya priblizhennaya formula dlya vychisleniya luchevoi skorosti: v_r ≈ zc, gde s - skorost' sveta. Edvin Habbl ustanovil, chto priblizhenno dlya ne ochen' blizkih galaktik vypolnyaetsya sootnoshenie v_r = Hr, velichinu H nazyvayut postoyannoi Habbla. Sidnei van den Berg, proanalizirovav imeyushiesya opredeleniya postoyannoi Habbla, dal srednee iz opredelenii, vypolnennyh ranee 1996 goda: H = 72 km/s/Mpk. V 1999 godu Tauer, Fergyuson i Shenks, opredeliv s pomosh'yu cefeid rasstoyaniya do galaktik skopleniya v Deve, priveli velichinu H = 67 7 km/s/Mpk. V nastoyashee vremya ona polagaetsya ravnoi ≈ 70 km/s/Mpk. K sozhaleniyu, pekulyarnye skorosti blizkih galaktik, do kotoryh rasstoyaniya opredelyayutsya nadezhno, slishkom veliki po sravneniyu s habblovskoi skorost'yu, a rasstoyaniya do dalekih galaktik ochen' nenadezhny. Poetomu postoyannaya Habbla do sih por izvestna s oshibkoi poryadka 10 km/c/Mpk. Odnako eto edinstvennyi metod opredeleniya rasstoyaniya do dalekih galaktik, kvazarov i skoplenii galaktik. Po rezul'tatam kosmicheskogo eksperimenta WMAP H₀ = 71 km /s/ Mpk s oshibkoi ≈ 5%.

Bolee tochnaya formula svyazi z i v_r , v otlichie ot privedennoi vyshe vernoi dlya malyh z, imeet vid: Imenno etoi formuloi pol'zuyutsya v bol'shinstve sluchaev dlya opredeleniya luchevoi skorosti, tak kak nablyudaemaya velichina z dlya samyh dalekih nablyudaemyh vnegalakticheskih ob'ektov dostigaet 3.5.

V poslednee vremya dlya ocenki rasstoyanii do ochen' dalekih galaktik poluchaet vse bol'shee rasprostranenie metod gravitacionnogo linzirovaniya - fizicheskoe yavlenie, svyazannoe s otkloneniem luchei sveta v pole tyazhesti. V rezul'tate gravitacionnogo linzirovaniya dva lucha sveta ot ob'ekta S, proshedshie po raznye storony ot tela L, peresekayutsya v tochke O, gde raspolagaetsya nablyudatel' (sm. ris. 19-2). On uvidit dva izobrazheniya I₁ i I₂ odnogo i togo zhe ob'ekta S. Uglovoe rasstoyanie mezhdu dvumya izobrazheniyami primerno ravno uglovomu razmeru tak nazyvaemogo konusa Einshteina - voobrazhaemogo kruga na nebe s centrom, sovpadayushim s centrom linzy, razmer kotorogo proporcionalen kvadratnomu kornyu iz massy linzy i obratno proporcionalen kvadratnomu kornyu iz rasstoyaniya do nee ot Zemli. Tak kak opticheskie puti, formiruyushie dva izobrazheniya, razlichny, to svet idet po nim raznoe vremya. I esli v ob'ekte proizoidet vspyshka, to ona dostignet nablyudatelya vnachale po kratchaishemu puti, lish' zatem po dlinnomu, t.e. povtoritsya vo vtorom izobrazhenii (v uglovoi mere bolee blizkom k telu-linze). Izmeriv raznost' momentov prihoda signala, mozhno opredelit' i raznost' opticheskih putei, chto v sovokupnosti s izvestnym uglovym rasstoyaniem mezhdu izobrazheniyami pozvolyaet uznat' rasstoyanie do ob'ekta i tela-linzy. V kachestve tela-linzy mogut vystupat' razlichnye tochechnye ob'ekty, naprimer otdel'nye zvezdy, chernye dyry ili dalekie galaktiki.

V celom moduli rasstoyaniya do otdel'nyh galaktik opredelyayutsya s oshibkami okolo 1^m.

Publikacii s klyuchevymi slovami: zvezdnaya astronomiya Publikacii so slovami: zvezdnaya astronomiya
Sm. takzhe: Elene Vyacheslavovne Glushkovoi - 50 ! Konferenciya «Sovremennaya zvezdnaya astronomiya - 2014» Konferenciya "Sovremennaya zvezdnaya astronomiya" K 100-letiyu so dnya rozhdeniya Petra Grigor'evicha Kulikovskogo Lekcii po Galakticheskoi Astronomii. 5–8 Lekcii po Galakticheskoi Astronomii. 3–4 Lekcii po Galakticheskoi Astronomii. 1–2 Vse publikacii na tu zhe temu >>