Методы определения расстояний до звезд

Годичный параллакс

Кажущееся перемещение более близкой звезды на фоне очень далеких звезд происходит по эллипсу с периодом в 1 год и отражает движение наблюдателя вместе с Землей вокруг Солнца. Маленький эллипс, описываемый звездой, называется параллактическим эллипсом. В угловой мере большая полуось этого эллипса равна величине угла, под которым со звезды видна большая полуось земной орбиты, перпендикулярная направлению на звезду. Этот угол называется годичным параллаксом (π).

Параллактические смещения звезд служат неопровержимым доказательством обращения Земли вокруг Солнца. Расстояния до звезд определяются по их годичному параллактическому смещению, которое обусловлено перемещением наблюдателя (вместе с Землей) по земной орбите.

Если CT = a есть средний радиус земной орбиты, SC = r - расстояние до звезды S от Солнца C, а угол π - годичный параллакс звезды, то

Так как годичные параллаксы звезд оцениваются десятичными долями секунды, а 1 радиан равен 206265′′, то расстояние до звезды можно определить из соотношения

При измерении расстояний до звезд астрономическая единица слишком мала. Поэтому для удобства определения расстояний до звезд в астрономии применяется специальная единица длины - парсек (пк), название которой происходит от слов «параллакс» и «секунда».

Парсек - это расстояние, с которого радиус земной орбиты был бы виден под углом в 1′′.

1 пк = 206 265 а. е. = 3,086 · 10¹³ км.

Таким образом, расстояние до звезд в парсеках будет определяться выражением

В астрономических единицах обычно выражаются расстояния до тел Солнечной системы. Расстояния до небесных тел, находящихся за пределами Солнечной системы, обычно выражаются в парсеках, килопарсеках (1 кпк = 10³ пк) и мегапарсеках (1 Мпк = 10⁶ пк), а также в световых годах (1 св. г. = 9,46 · 10¹² км = 63 240 а. е. = 0,3067 пк или 1 пк = 3,26 св. г.).

Световой год - расстояние, которое электромагнитное излучение (в вакууме) проходит за 1 год.

Источник

Фотометрический метод определения расстояний

Освещенности, создаваемые одинаковыми по мощности источниками света, обратно пропорциональны квадратам расстояний до них. Следовательно, видимый блеск одинаковых светил (т.е. освещенность, создаваемая у Земли на единичной площадке, перпендикулярной лучам света) может служить мерой расстояний до них. Выражение освещенностей в звездных величинах (m - видимая, M - абсолютная звездная величина) приводит к следующей основной формуле фотометрических расстояний r_ф(пк):

Для светил, у которых известны тригонометрические параллаксы, можно, определив M по этой же формуле, сопоставить физические свойства с абсолютными звездными величинами. Это сопоставление показало, что абсолютные звездные величины многих классов светил (звезд, галактик и др.) можно оценивать по ряду их физических свойств.

Основным способом оценки абсолютных величин звезд является спектральный способ: в спектрах звезд одного и того же спектрального класса обнаружены особенности, указывающие на их абсолютные величины (чаще всего это усиление линий ионизованных атомов с возрастанием светимости звезд). По таким признакам звезды разделены на классы светимости. По классам и более мелким подклассам светимости, оцениваемым по спектрам звезд, можно находить абсолютные величины с погрешность до 0,5^m. Эта погрешность соответствует относительной погрешности 30%.

Цефеиды (стандартные свечи)

Важный метод определения фотометрических расстояний в Галактике и до соседних звездных систем - галактик - основан на характерном свойстве переменных звезд - цефеид. Короткопериодические цефеиды (с периодами колебаний блеска менее суток) в среднем имеют абсолютную величину +0,5^m. Они встречаются в шаровых звездных скоплениях, в центральной области и сферической короне Галактики и относятся к ее звездному населению II типа. По цефеидам в конечном счете найдены расстояния до шаровых звездных скоплений и установлено расстояние от Солнца до центра Галактики.

Для долгопериодических цефеид (периоды колебаний от 1 до 146 сут.), относящихся к звездному населению I типа (плоской составляющей Галактики), установлена важная зависимость период-светимость, согласно которой, чем короче период колебаний блеска, тем цефеида слабее по абсолютной величине. С помощью этой зависимости можно определить абсолютные величины цефеид по длительности их периодов колебаний блеска и, следовательно, фотометрические расстояния до цефеид и звездных скоплений, спиральных рукавов и звездных систем, где они наблюдаются. Погрешность определения расстояний по цефеидам составляет для звездных скоплений в среднем 40% (в отдельных случаях меньше).

Определение внегалактических расстояний

Расстояния до ближайших галактик были установлены по оценкам видимых звездных величин цефеид и ярчайших звезд в этих звездных системах. Более тысячи цефеид найдено в Магеллановых Облаках, несколько сотен - в Туманности Андромеды (М31). Цефеиды обнаружены также в семи неправильных и спиральных галактиках, находящихся в радиусе около 3 Мпк вокруг нашей Галактики.

В системах, где не удается обнаружить цефеиды, ищут ярчайшие звезды-сверхгиганты и гиганты высших классов светимости. Ярчайшие сверхгиганты обнаружены в нескольких сотнях спиральных и неправильных галактик в радиусе до 10 Мпк (абсолютные величины их - от -9 до -10^m). В эллиптических галактиках население I типа (долгопериодические цефеиды, сверхгиганты и горячие газовые туманности) отсутствует. Однако небольшие эллиптические галактики нашей Местной группы на фотографиях распадаются на звезды, ярчайшие из которых оказались красными гигантами, аналогичными гигантам в шаровых звездных скоплениях нашей Галактики (абсолютные величины этих гигантов достигают -2^m, радиус обнаружения - около 1 Мпк). По красным гигантам удается оценивать фотометрические расстояния до эллиптических галактик внутри Местной группы галактик с погрешностью 20%.

В качестве индикаторов расстояний используются также новые звезды и сверхновые звезды.

В некоторых галактиках наблюдаются яркие газовые туманности. Оказалось, что линейные размеры наибольших туманностей в галактиках почти одинаковы. Поэтому, измерив угловые размеры d" ярчайшей туманности в какой-либо галактике, можно определить расстояние r до этой галактики. Данный способ применим к спиральным и неправильным галактикам до расстояний 15 Мпк. Погрешность этого метода - не менее 10%.

До остальных галактик фотометрические расстояния можно определять более грубым способом по оценке интегральной звездной величины галактики. По особенностям внешнего вида спиральных галактик (толщина, длина спиральных рукавов, поверхностная яркость и т.п.) часто можно грубо оценить светимость галактики или, по крайней мере, установить, что галактика не относится к числу карликовых. В последнем случае ее абсолютную интегральную величину можно условно принять равной -20^m (ср. значение для галактик-гигантов) и по видимой величине грубо оценить расстояние.

На больших расстояниях (> 1000 Мпк) видимый блеск галактик и других космических объектов ослабляется не только в силу фотометрического закона квадрата расстояния, но также, помимо поглощения света, вследствие красного смещения - "покраснения" далеких источников излучения, отражающего расширение Вселенной, что приходится учитывать при определении фотометрических расстояний.

Определение расстояний по красному смещению

Сравнение фотометрических расстояний до галактик с величиной смещения z их спектральных линий к красному концу спектра показало, что величина

пропорциональна расстоянию r (Хаббла закон):

где H - постоянная Хаббла. Отсюда получается формула для определения расстояний до далеких галактик, радиогалактик и квазаров: