Лестница космических расстояний

редактировать

лестница космических расстоянийний (также как внегалактическая шкала расстояний ) - это последовательность методов, с помощью которых 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 парсек ) на Земле. Все методы расстояний до более удаленных объектов основаны на различных измеренных корреляциях между методами, работают на близких расстояниях, и методы, работают на больших расстояниях. Некоторые методы полагаются на стандартную свечу, которая представляет собой астрономический объект с известной светимостью.

. Аналогия с лестницей из-за того, что ни один метод не может измерять расстояния на всех диапазонах, возникают встречающиеся в астрономии. Вместо этого можно использовать один метод для измерения расстояний между ближайшими расстояниями и так далее. Информация о ступеньках лестницы, которую можно использовать для каждой ступеньки на следующей ступеньке.

Содержание

  • 1 Прямое измерение
    • 1.1 Астрономическая единица
    • 1.2 Параллакс
  • 2 Стандартные свечи
    • 2.1 Проблемы
  • 3 Стандартная сирена
  • 4 Стандартная линейка
  • 5 Галактическое расстояние индикаторы
    • 5.1 Подгонка главной следовать
  • 6 Шкала внегалактических расстоянийний
    • 6.1 Эффект Вильсона - Баппу
    • 6.2 Классические цефеиды
    • 6.3 Сверхновые
      • 6.3.1 Измерение фотосферы сверхновой
      • 6.3.2 Кривые блеска типа Ia
      • 6.3.3 Новые звезды определения расстояний
    • 6.4 Функция светимости шаровых туманностей
    • 6.5 Функция светимости планетных туманностей
    • 6.6 Метод флуктуаций поверхностной яркости
    • 7 Отношение D - σ
  • 7 Перекрытие и масштабирование
  • 8 См. Также
  • 9 Сноски
  • 10 Ссылки
  • 11 Библиография
  • 12 Ссылки

Прямое измерение

Статуя астронома и концепция космической лестницы расстояний методом параллакса, сделанным из азимутального кольца и других рефлексов частей Йель- Колумбия (телескоп) (около 1925 г.), разрушенного лесными пожарами в Канберре в 2003 г. ch сгорела обсерватория Маунт Стромло ; в Questacon, Канберра, Австралийская столичная территория.

В основе лестницы лежат фундаментальные измерения расстояний, в расстояниях расстояния напрямую, без каких-либо физических предположений о рассматриваемом типе объекта. Точное измерение положения звезд является частью дисциплины астрометрия.

Астрономическая единица

Прямые измерения положения на астрономической единице (AU), которое определяется как среднее расстояние между Землей и Солнцем. Законы Кеплера обеспечивают точные соотношения размеров орбитов объектов, вращающихся вокруг Солнца, но не обеспечивают измерения масштаба общей орбитальной системы. Радар используется для измерения расстояния между орбитами Земли и второго тела. На основе этого измерения и соотношения двух размеров орбиты вычисляется размер орбиты Земли. Орбита Земли известна с абсолютной точностью до нескольких метров и относительной точностью до нескольких частей на 100 миллиардов (1 × 10).

Исторически, наблюдения транзитов Венеры имели решающее значение для определения АС; в первой половине 20-го века важное значение имели также наблюдения астероидов. В настоящее время орбита Земли определена с высокой точностью с помощью радара измерения расстояний до Венеры и других ближайших планет и астероидов, а также с помощью использования межпланетных космических аппаратов на их орбитах. вокруг Солнца через Солнечную систему.

Параллакс

Параллакс звездного движения от годового параллакса. Половина угла при вершине - это угол параллакса.

Наиболее важные фундаментальные измерения проходят от тригонометрического параллакса. По мере того, как Земля вращается вокруг Солнца, положение ближайших звезд будет немного сдвигаться на более отдаленном фоне. Эти сдвиги представляют собой углы в равнобедренном треугольнике, где 2 а.е. расстояние между крайними положениями земной орбиты вокруг Солнца составляет основание треугольника, а расстояние до звезды - длинные ногиной длины. Величина с ущерб довольно мала и составляет 1 угловую секунду для объекта на расстоянии 1 парсек (3,26 световых лет ) от ближайших звезд, и угловая величина уменьшается по мере увеличения расстояния. Астрономы обычно выражают расстояния в парсеках (угловые секунды параллакса); световые годы используются в популярных средствах массовой информации.

параллакс, превышающий в нескольких раз точность измерения. Например, в 1990-х годах миссия Hipparcos получила параллаксы для более чем ста тысяч звезд с точностью около миллисекунды, что позволяет определить полезные расстояния для звезд до нескольких сотен парсек. Телескоп «Хаббл» WFC3 теперь может обеспечить точность от 20 до 40 микросекунд, что позволяет надежно измерить расстояния до 5000 парсек (16000 световых лет) для небольшого количества. В 2018 году Выпуск данных 2 космической миссии Gaia обеспечивает одинаково точные расстояния до звезд ярче 15-й величины.

Звезды имеют скорость относительно Солнца, которая вызывает правильное движение (поперечное небо) и лучевая скорость (движение к Солнцу или от него). Первое определение путем построения изображения положения звезд на протяжении многих лет доплеровского сдвига звезды, вызванного движением вдоль луча зрения. Для группы звезд с одинаковым спектральным классом и одинаковым диапазоном звездных величин среднего 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 чисел, включая цефеиды и переменные RR Лиры.

Измерения параллакса могут быть важными ключом к трех самых неуловых компонентов Вселенной: темная энергия, темная энергия и нейтрино. Точное измерение звездных расстояний Хаббла имеет продлен в 10 раз дальше в Млечный Путь.

Движение Солнца в космосе обеспечивает более длинную базовую линию, которая увеличивает точность параллакса, известную как вековой параллакс. Для звезд в диске Млечного Пути это соответствует средней системе линии 4 а.е. в год, в то время как для звезд 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. Применительно к выборкам из нескольких звезд неопределенность может быть уменьшена; неопределенность обратно пропорциональна квадратному корню из размера выборки.

Параллакс движущегося скопления - это метод, при движении отдельных звезд в соседнем звездном сообщении Местное размещение в сообщении в кластер. Только рассеянных скоплений достаточно близко, чтобы использовать этот метод. В точное, расстояние, полученное для Гиады, исторически было важным шагом на пути к дистанционной лестнице.

Другие отдельные объекты могут иметь фундаментальные оценки расстояния, сделанные для них при особых обстоятельствах. Если расширение газового облака, то такое как остаток сверхновой или планетарная туманность, можно наблюдать с течением времени, то можно оценить расстояние параллакса расширения до этого облака. Однако эти измерения страдают от неточности отклонения объекта от сферичности. Двойные звезды, которые одновременно являются визуальными и спектроскопическими двойными, могут также иметь расстояние, рассчитанное аналогичным образом, и не страдают от другой геометрической неопределенности. Общей характеристикой этих методов является то, что измерение углового сочетается с измерением абсолютной скорости (обычно получаемой с помощью эффекта Доплера ). Оценка положения на вычисление, как далеко должен быть объект.

Параллаксы расширения, в частности, 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, их можно наблюдать с помощью радио интерферометров, которые могут измерять очень небольшие угловые движения. Все это вместе дает фундаментальные оценки расстояния до сверхновых в других галактиках. Несмотря на свою ценность, такие случаи довольно редки, поэтому они очень важными проверками согласованности на дистанционной лестнице, а не сами по себе ступеньками рабочей лошадки.

Стандартные свечи

Практически все астрономические объекты, используемые в качестве индикаторов физического расстояния, относ к классу с известной яркостью. Сравнивая эту известную светимость с использованием наблюдаемой яркости объекта, расстояние до объекта может быть вычислено с использованием закона обратных квадратов. Эти объекты известной яркости называются стандартными свечами, изобретенными Генриеттой Суон Ливитт.

. Яркость объекта может быть выражена через его абсолютную категорию. Эта величина получается из логарифма его яркости, видимой с расстояния 10 парсек. кажущаяся звездная величина, величина, видимая наблюдателем (используется инструмент, называемый болометр ), может быть измерена и оцениваемая звездной величиной для расчета расстояния D до объекта. в килопарсеках (где 1 кпк равно 1000 парсеков) следующим образом:

5 ⋅ log 10 ⁡ D = m - M + 5, {\ displaystyle 5 \ cdot \ log _ {10} D = mM + 5,}{\ displaystyle 5 \ cdot \ log _ {10} D = мм + 5,}

или

D = 10 (m - M + 5) / 5 {\ displaystyle D = 10 ^ {(mM + 5) / 5}}{\ displaystyle D = 10 ^ {(mM + 5) / 5}} pc

где m - видимая звездная величина; M - абсолютная величина и были явно записаны единицы последнего уравнения (pc). 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. Разница между абсолютными и видимыми величинами объекта его модулем расстояния, и астрономические расстояния, особенно межгалактические, иногда табулируются 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 достаточного размера, чтобы члены могли быть определены, и поиск достаточного количества этого класса с большими точными расстояниями. Вторая проблема в распознавании членов класса, а не в использовании по стандартной калибровке 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 стандартной стандартной свечей является стандартный вопрос. Например, все наблюдения, кажется, указывают на то, что имеют сверхновые типа Ia, которые находятся на известном расстоянии, 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 близких 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. Параметр плотности.

, что это не просто философский вопрос, можно увидеть из пространственных измерений с использованием <242, можно увидеть из измерений пространственного измерения с использованием экстраполяция их калибровки на произвольные расстояния недействительна, игнорирование этого изменения.>объем цефеид. В 1950-х годах Вальтер Бааде обнаружил, что близкие переменные цефеид, используемые для калибровки стандартной свечи, были другого типа, чем те, которые использовались для измерения расстояний до ближайших галактик. Ближайшими переменными цефеид были звезды населения I с более высоким уровнем металлов, чем далекие звезды населения II. В результате звезды популяции II было намного ярче, чем предполагалось, и после корректировки это произошло к удвоению расстояний до шаровых скоплений, ближайших галактик и диаметру Стандартного сирена

Гравитационные волны, исходящие из инспиральной фазы ных двойных систем, таких как нейтронные звезды или черные дыры, обладают полезным своим: энергией, излучаемой 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, скорость изменения частоты f {\ displaystyle f}f задается как

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

где G {\ displaystyle G}G - гравитационная постоянная, c {\ displaystyle c}c - скорость света и M {\ displaystyle {\ mathcal {M}} }{\ mathcal {M}} - это единственное (следовательно, вычислимое) число, называемое массой системы, комбинацией масс (m 1, m 2) {\ displaystyle (m_ {1}, m_ { 2})}{\ displaystyle (m_ {1}, m_ {2})} из двух объектов

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

Наблюдая за формой волны, можно вычислить массу энергии щебета и, следовательно, мощность (скорость излучения) гравитационных волн. Таким образом, такой источник гравитационных волн представляет собой стандартную сирену величины громкости.

Так же, как и в стандартных свечей, с учетом излучаемых и принимаемых амплитуд законных 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 анизотропные диаграммы направленности антенны, положение источника на небе относительно детекторов необходимо для определения угла приема. Обычно, когда волна обнаруживает сетью из трех детекторов в разных местах, сеть будет измерять достаточно информации, чтобы внести эти поправки и получить расстояние. В отличие от стандартных свечей, гравитационные волны не нуждаются в калибровке по другим параметрам расстояния. Измерение расстояния, конечно, требует калибровки детекторов гравитационных волн, но тогда расстояние в основном задается как кратное длине волны лазерного света, используемого в интерферометре гравитационных волн.

Есть и другие особенности, которые ограничивают точность этого расстояния, помимо калибровки детектора. К счастью, гравитационные волны не подвержены затуханию из-за промежуточной поглощающей среды. Но они подвержены гравитационному линзированию так же, как и свет. Если сигнал сильно линзирован, то он может быть получен 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. Это будет важно для сигналов, возникающих при космологических красных смещениях больше 1. Наконец, детекторным сетям сложно точно измерить поляризацию сигнала, если двойная система наблюдается почти лицом к лицу; 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, который может позволить точно определить положение с помощью электромагнитные телескопы. В таких случаях красное смещение родительской галактики позволяет определить постоянную Хаббла H 0 {\ displaystyle H_ {0}}H_ {0} . Так было с GW170817, которое использовалось для проведения первого такого измерения. Даже если электромагнитный аналог не может быть идентифицирован для ансамбля сигналов, можно использовать статистический метод, чтобы вывести значение H 0 {\ displaystyle H_ {0}}H_ {0} .

Стандартная линейка

Другой класс индикаторов физического расстояния - это стандартная линейка. В 2008 г. диаметры галактик были предложены в качестве возможной стандартной линейки для определения космологических параметров. Совсем недавно был использован физический масштаб, запечатленный барионными акустическими колебаниями (BAO) 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, хотя правильно измерить геометрию источника сложно.

Индикаторы галактического расстояния

За некоторыми исключениями, расстояния основаны на прямых измерения доступны только 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 былоиспользовать для значимой воздействия.

Индикаторы физического расстояния, используемые на постепенно увеличивающихся шкалах расстоянияний, включают:

Подгонка главной следственной

Когда абсолютная звездная величина для группы звезд наносится на график против спектральной классификации звезды на диаграмме Герцшпрунга-Рассела, появляются закономерности эволюции, которые связаны с массой, возраст и состав звезды. В частности, в период горения звезды лежат вдоль кривой на диаграмме, называемой последовательностью. Измеряя эти свойства по показаниям звезд. Сравнение этого значения с видимой звездной величиной позволяет определить приблизительное расстояние после поправки на межзвездное ослабление светимости из-за газа и пыли.

В связанном гравитациях звездном скоплении, таком как Гиады, звезды сформировались примерно одного возраста и находятся на одинаковом расстоянии. Это позволяет точно подобрать основную конструкцию.

Шкала внегалактических расстояний

Индикаторы внегалактических расстояний
МетодНеопределенность для одиночных галактики (mag)Расстояние до скопления Девы (Mpc )Диапазон (Mpc)
Классические цефеиды0,1615–2529
Novae0,421,1 ± 3,920
Функция светимости планетарной туманности0,315,4 ± 1,150
Шаровое скопление Функция яркости0,4 ​​18,8 ± 3,850
Колебания яркости поверхности0,315,9 ± 0,950
Отношение D - σ0,516,8 ± 2,4>100
Сверхновая типа Ia0,1019,4 ± 5,0>1000

Шкала внегалактических расстояний - это серия методов, используемых сегодня астрономами для определения расстояния до космологических тел за пределами нашей галактики, которые нелегко получить традиционными методами. методы. Некоторые процедуры используют эти объекты, такие 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

, обнаруженный в 1956 году Олин Уилсон 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 уязвимость. Расстояние до звезды можно рассчитать по ее видимой величине, используя модуль расстояния.

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

Классические цефеиды

За пределами досягаемости эффект Вильсона-Баппу следующий метод основан на применении период-светимость классического Цефеида переменная звезд. Следующее соотношение может быть использовано для вычисления расстояния до галактических и внегалактических классических цефеид:

5 log 10 ⁡ d = V + (3,34) log 10 ⁡ P - (2,45) (V - I) + 7,52. {\ displaystyle 5 \ log _ {10} {d} = V + (3.34) \ log _ {10} {P} - (2.45) (VI) +7,52 \,.}5 \ log _ {10} { d} = V + (3.34) \ log _ {10} {P} - (2,45) (VI) +7,52 \,.
5 log 10 ⁡ d = V + (3,37) журнал 10 ⁡ P - (2,55) (V - I) + 7,48. {\ displaystyle 5 \ log _ {10} {d} = V + (3.37) \ log _ {10} {P} - (2.55) (VI) +7.48 \,.}5 \ log _ {10} {d} = V + (3.37) \ log _ {10} {P} - (2,55) (VI) +7,48 \,.

Несколько проблем усложняют использование цефеид в как стандартные свечей и активно обсуждаются, главными из них являются: природа и линейность зависимости от светимости в различных полосах пропускания и влияние металличности как на нулевую точку, так и на наклон этих отношений, а также эффекты фотометрического загрязнения (смешение) и изменяющийся (обычно неизвестный) закон вымирания на расстояниях до цефеид.

Эти нерешенные вопросы привели к приведенным значениям для Постоянная Хаббла в диапазоне от 60 км / с / Мпк до 80 км / с / Мпк. Устранение этого несоответствия является одной из важнейших проблем астрономии, поскольку некоторые космологические параметры Вселенной могут значительно ограничены путем предоставления точного значения постоянной Хаббла.

Цефеиды двойные звезд были ключевым инструментом в книге Эдвина Хаббла 1923 года. вывод, что M31 (Андромеда) была внешней галактикой, в отличие от меньшей туманности внутри Млечного Пути. Он смог рассчитать расстояние от M31 до 285 кпк, сегодняшнее значение составляет 770 кпк.

Как уже было обнаружено, NGC 3370, спиральная галактика в созвездии Льва, содержит самые дальние цефеиды, обнаруженные на расстоянии 29 Мпк. Переменные звезды-цефеиды никоим образом не имеют идеальных маркеров расстояния: у ближайших галактик они ошибку около 7% и до 15% ошибок для самых далеких.

Сверхновые

SN 1994D (яркое пятно в левом нижнем углу) в галактике NGC 4526. Изображение предоставлено НАСА, Европейским космическим агентством, команда проекта "Хаббл" и группа поиска сверхновых с высоким Z

Существует несколько различных методов, с помощью которых сверхновые могут для установки внегалактических расстояний.

Измерение фотосферы сверхновой

Мы можем 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

ω = Δ θ Δ t, {\ displaystyle \ omega = {\ frac { \ Delta \ theta} {\ Delta t}} \,,}\ omega = {\ frac {\ Delta \ theta} {\ Delta t}} \,,

где ω - угловая скорость, θ - угловая протяженность. Чтобы получить измерение, необходимо провести два наблюдения, разделенных временем Δt. Впервые мы можем использовать

d = V ej ω, {\ displaystyle \ d = {\ frac {V_ {ej}} {\ omega}} \,,}\ 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 если сверхновая находится достаточно близко, чтобы можно было точно измерить фотосферу. Точно так же расширяющаяся газовая оболочка на самом деле не является ни идеально сферической, ни идеальным черным телом. Также межзвездное поглощение может помешать точным измерениям фотосферы. Эта проблема еще больше усугубляется сверхновой с коллапсом ядра. Все эти факторы приводят к ошибкам до 25%.

Кривые блеска типа Ia

Сверхновые звезды типа Ia - одни из лучших способов определения внегалактических расстояний. Ia происходит, когда двойной белый карлик начинает аккрецировать материю от своей звезды-компаньона. По мере того, как белый карлик набирает материю, в конце концов он достигает своего предела Чандрасекара 1,4 M ⊙ {\ displaystyle 1.4M _ {\ odot}}1,4M _ {\ odot} .

Достиг этого, звезда становится нестабильной и начинает убегать. реакция ядерного синтеза. Все сверхновые типа Ia взрываются 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 модель

M B ≈ M V ≈ - 19,3 ± 0,3. {\ displaystyle \ M_ {B} \ приблизительно M_ {V} \ приблизительно -19,3 \ pm 0,3 \,.}\ M_ {B} \ приблизительно M_ {V} \ приблизительно -19,3 \ pm 0,3 \,.

Следовательно, при наблюдении сверхновой типа Ia, если возможно определить ее пиковую позицию, тогда его расстояние можно рассчитать. По сути, нет необходимости фиксировать сверхновую непосредственно при ее максимальной величине; с использованием метода многоцветной кривой блеска (MLCS ) форма кривой блеска (полученная в любое разумное время после начального взрыва) сравнивается с семейством параметризованных кривых, которые определяют абсолютную звездную величину при максимальной яркости. Этот метод также учитывает межзвездное поглощение / затемнение от пыли и газа.

Аналогично, 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 пиковую звездную величину.

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

Новые звезды в определении расстояний

Новые звезды могут использоваться во многом так же, как сверхновые, для определения внегалактических расстояний. Существует прямая зависимость между максимальной звездной величиной новой звезды и временем, в течение которого ее видимый свет уменьшится на две звездные величины. Это соотношение выглядит следующим образом:

M V max = - 9,96 - 2,31 log 10 ⁡ x ˙. {\ displaystyle \ M_ {V} ^ {\ max} = - 9.96-2.31 \ log _ {10} {\ dot {x}} \,.}\ M_ {V} ^ { \ max} = - 9.96–2.31 \ log _ {10} {\ dot {x}} \,.

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

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

Функция светимости шарового скопления

На основе метода сравнения светимости шаровых скоплений (расположенных в гало галактик) от далеких галактик. относительно кластера Девы, неопределенность расстояния составляет 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 были плохими стандартными свечами. Канадский астроном Рене Расин предположил, что использование функции светимости шарового скопления (GCLF) приведет к лучшему приближению. Количество шаровых скоплений как функция величины определяется выражением:

Φ (m) = A e (m - m 0) 2/2 σ 2 {\ displaystyle \ \ Phi (m) = Ae ^ {(m -m_ {0}) ^ {2} / 2 \ sigma ^ {2}} \,}\ \ Phi (m) = Ae ^ {(m-m_ {0}) ^ {2} / 2 \ sigma ^ {2}} \,

где m 0 - величина оборота, M 0 - величина скопления Девы, а сигма - дисперсия ~ 1,4 магнитуры.

Важно помнить, что обязательность все шаровые скопления имеют примерно одинаковую силу в пределах вселенной. Не существует универсальной функции светимости шаровых скоплений, применительно ко всем галактикам.

Функция светимости планетарной туманности

Как и метод GCLF, аналогичный численный анализ может быть использован для планетарных туманностей (обратите внимание на использование более одной!) Галактики. Функция светимости планетарной туманности (PNLF) была впервые предложена в конце 1970-х годов Холландом Коулом и Дэвидом Дженнером. Они предположили, что все планетарные туманности имеют одинаковую максимальную внутреннюю яркость, которая теперьана как M = -4,53. Это сделало бы их потенциальными стандартными свечами для определения внегалактических расстояний.

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

N (M) ∝ e 0,307 M (1 - e 3 (M ∗ - M)). {\ displaystyle \ N (M) \ propto e ^ {0.307M} (1-e ^ {3 (M ^ {*} - M)}) \,.}{\ displaystyle \ N (M) \ propto e ^ {0,307M} (1-e ^ {3 (M ^ {*} - M)}) \,.}

Где N (M) - номер планетарной туманности, имеющая абсолютную звездную величину M. M * равна туманности с самой яркой звездной величиной.

Метод флуктуаций поверхностной яркости

Скопление галактик

Следующий метод указывает свойства, присущих галактикам. Эти методы, хотя и используются методы оценки расстояния, превышающих 100, хотя они используются более локально.

Метод флуктуации поверхностной яркости (SBF) использует преимущества использования камер CCD на телескопах. Из-за пространственных изображений некоторых пикселей галактики галактики на этих камерах улавливают больше звезд, чем другие. Однако по мере увеличения расстояния изображение становится все более плавным. Анализ этого значения пикселей к пикселю, напрямую с длинами света до галактики.

Отношение D - σ

Отношение D - σ, используемое в эллиптических галактиках, связывает угловой диаметр (D) галактики с его дисперсия скорости. Чтобы понять этот метод, точно описать, что представляет собой D. Точнее, это угловой диаметр галактики до уровня поверхностной яркости 20,75 B-mag arcsec. Эта поверхностная яркость не зависит от реального расстояния галактики от нас. Вместо этого D обратно пропорционален расстоянию до галактики, представленному как d. Таким образом, это отношение не использует стандартные свечи. Скорее, D предоставляет стандартную линейку . Это соотношение между D и σ составляет

журнал ⁡ (D) = 1,333 log ⁡ (σ) + C. {\ displaystyle \ log (D) = 1,333 \ log (\ sigma) + C \,.}{\ displaystyle \ log (D) = 1,333 \ log (\ sigma) + C \,.}

где C - константа, которая зависит от расстояния до скоплений галактик.

Этот метод имеет потенциал стать одним из сильнейших методов определения галактических расстояний, возможно, превышая диапазон даже метода Талли - Фишера. Однако на сегодняшний день эллиптические галактики недостаточно ярки, чтобы обеспечить калибровку этого метода с помощью таких методов, как цефеиды. Вместо этого калибровка выполняется с использованием более грубых методов.

Перекрытие и масштабирование

Для расстояний до других галактик требуется последовательность индикаторов расстояния, которая представляет собой лестницуний расстояния. Причина в том, что их можно измерить и измерить на таких расстояниях, как мало примеров, достаточно близких с надежным тригонометрическим параллаксом для калибровки индикатора. Например, переменные цефеид, один из лучших индикаторов для ближайших спиральных галактик, пока не могут быть удовлетворительно откалиброваны только по параллаксу, хотя космическая миссия Gaia теперь может решить эту конкретную проблему. Ситуация усложняется еще и тем, что в разных звездных популяциях, как правило, не все типы звезд. В частности, цефеиды - это массивные звезды с коротким временем жизни, поэтому их можно найти только в местах, где звезды образовались совсем недавно. Следовательно, эллиптические галактики обычно давно перестали иметь крупномасштабное звездообразование, у них не будет цефеид. Вместо этого следует использовать индикаторы расстояния, происхождение которого установлено с более старым звездным населением (например, новые звезды и переменные RR Лиры). Однако требуется интенсивная программа мониторинга - и удача в программе - собрать достаточно новых звезд в галактике для этой информации.

более дальние ступени космических расстояний зависят от более близких, более удаленные ступени включают в себя эффекты ошибок на более близких ступенях, как систематических, так и статистических. Результат этих ошибок распространения известны с тем же уровнем точности, что и измерения в других науках, и что неизбежно неизбежно для более удаленных типов объектов.

Еще одна проблема, особенно для самых ярких стандартных свечей, - это 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, таким образом, также подвержена неопределенностям в этих областях. Для наиболее ярких индикаторов расстояния, сверхновых типа Ia, эта однородность, как известно, плохая; однако другой класс объектов не является достаточно ярким, чтобы быть обнаруженным на таких больших расстояниях, поэтому этот класс просто потому, что альтернативы нет.

Результат наблюдений закона Хаббла, пропорциональное соотношение между расстояниями и скоростью, с которой галактика удаляется от нас (обычно называемое красным смещением ): продуктческой дистанционной лестницы. Эдвин Хаббл заметил, что более слабые галактики имеют большее красное смещение. Определение значений постоянной работы Хаббла было десять лет, как по сбору красных смещений галактик, так и по калибровке ступеней лестницы расстояний. Закон Хаббла - это основное средство, которое у нас есть для расстояний до квазаров и дких галактик, в которых нельзя увидеть отдельные индикаторы расстояния.

См. Также

  • Космический портал

Сноски

Ссылки

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 Лестница космологических расстояний, Стивен Уэбб, авторское право 2001.
  • Пасачофф, Дж. М. ; Филиппенко А. (2013). Космос: Астрономия в новом тысячелетии (4-е изд.). Кембридж: Издательство Кембриджского университета. ISBN 978-1-107-68756-1.
  • The Astrophysical Journal, Функция светимости шарового скопления как индикатор расстояния: динамические эффекты, Острикер и Гнедин, 5 мая 1997 г.
  • Введение в измерения расстояний в астрономии, Ричард де Грайс, Чичестер: John Wiley Sons, 2011, ISBN 978-0-470-51180-0.

Внешние ссылки

Последняя правка сделана 2021-05-15 13:30:19
Содержание доступно по лицензии CC BY-SA 3.0 (если не указано иное).
Обратная связь: support@alphapedia.ru
Соглашение
О проекте