Шкала расстояний в астрономии

Материал из Википедии — свободной энциклопедии
Перейти к: навигация, поиск
Лестница расстояний в астрономии

Шкала расстояний в астрономии — комплексное название проблем, связанных с измерением расстояний в астрономии.

Построение шкалы[править | править исходный текст]

Метод тригонометрических параллаксов[править | править исходный текст]

Схема возникновения годичного параллакса

Годичный параллакс — угол, под которым виден средний радиус земной орбиты из центра масс удалённой звезды. Существование годичного параллакса обусловлено законами геометрии; таким образом, данный метод сродни прикладыванию линейки и является моделенезависимым. Искомое расстояние до звезды равно:

L=\frac{D}{2 \sin \alpha/2},

где α — параллакс, D — диаметр земной орбиты.

В практических расчётах используют приближение для малых углов, sin α = α:

L=\frac{D}{\alpha},

где угол α выражен в радианах.

Поскольку величина параллактического угла уменьшается с ростом расстояния до звезды, область применения метода ограничена точностью астрометрических наблюдений.

Метод определения расстояния по цефеидам и звездам типа RR лиры[править | править исходный текст]

Цефеиды и звезды типа RR Лиры — переменные объекты, но если цефеиды молодые объекты, то вторые — звезды уже сошедшие с главной последовательности гиганты спектральных классов A-F. Характерной их особенностью является зависимость Период пульсации — Абсолютная звездная величина.

Основных проблем данного метода две:

  • невысокая светимость самих объектов. То есть крайне трудно в далёкой галактике найти цефеиду.
  • Необходимо учитывать поглощение света пылью как при калибровке зависимостей, так и при самих измерениях расстояний.

Метод определения расстояния по сверхновым типа Ia[править | править исходный текст]

Сверхновые типа Ia — это взрыв белого карлика в тесной двойной системе. Основываясь на расстоянии, полученном на основе измерения по цефеидам, было установлено, что все сверхновые данного типа в максимуме имеет примерно одинаковую светимость.

Физическая схема явления проста: аккрецирующее вещество со звезды-компаньона скапливается в значительном количестве на поверхности белого карлика. В какой-то момент давление вырожденного газа более не способно выдерживать вес скопившегося вещества, происходит коллапс. Масса белого карлика на тот момент известна и равна пределу Чандрасекара. Именно данный факт, по мнению теоретиков, является причиной одинаковой светимости в максимуме.

Тогда, если застать вспышку в максимуме блеска, то можно определить расстояние до сверхновой, а по линиям в спектре определить красное смещение. Следуя подобным путем, в 1998 году две группы наблюдателей открыли ускоряющееся расширение Вселенной.

Метод определения расстояния по гравитационным линзам[править | править исходный текст]

Проходя около массивного тела, луч света отклоняется. Таким образом массивное тело способно собирать параллельный пучок света в некотором фокусе, строя изображение, причем их может быть несколько. Время запаздывания между изображениями, в большинстве случаев, в первом приближении равно t_{del}=d/c, где d — расстояние между изображениями, а с — скорость света. Таким образом, время задержки определяет линейный размер галактики, служащей гравитационной линзой, благодаря чему эту галактику можно использовать в качестве стандартной линейки.

Зная угловое расстояние между изображениями и применяя законы геометрии, можно вычислить расстояние до линзы. Однако минус этого метода в том, что априори неизвестны гравитационный потенциал линзы и его структура. Связанная с этим ошибка может быть значительна для точных измерений.

Связь проблемы шкалы расстояний с ключевыми проблемами астрофизики[править | править исходный текст]

История[править | править исходный текст]

См. также[править | править исходный текст]

Литература[править | править исходный текст]