Астронет - зоряна астрономія в лекціях

19.2 Методи визначення відстаней до галактик

Деякі методи визначення відстаней до галактик ми вже згадували в попередніх лекціях. Це метод діаметрів. який зіграв велику роль у встановленні Хабблом закону розбігання галактик, і метод найяскравіших зірок - найяскравіших червоних гігантів для близьких еліптичних галактик і блакитних і червоних надгігантів для спіральних галактик. Але найважливішим є метод, заснований на використанні залежності період-світність класичних цефеїд, який використовується для визначення відстаней до близьких спіральних і неправильних галактик і служить основою для визначення відстаней в найближчій всесвіту, так як саме за допомогою спостереження цефеїд калибруется залежність променева швидкість-відстань (закон Хаббла). Цефеїди в даний час залишаються найбільш точними індикаторами відстаней (помилка методу 10-20%) на проміжку до # 8776 10 Мпк (для порівняння - відстань до Туманності Андромеди М31 приблизно дорівнює 700 кпк).

Приблизно в тих же межах (але з помилкою до 50%) індикатором відстані для спіральних і неправильних галактик, тобто галактик з великою кількістю газу, можуть служити хмари іонізованого водню. Справа в тому, що діаметр найбільшої області HII в галактиці залежить від абсолютної зоряної величини цієї галактики. Для визначення відстаней до найближчих еліптичних галактик використовуються світності змінних зірок типу RR Ліри. Нагадаємо також про використання функції інтегральної світності кульових скупчень для визначення відстаней до галактик, про який говорилося в лекції про кульових скупченнях. Доступні методу граничні відстані близько 50 Мпк, при помилці 25-50%. Наднові зірки теж використовують для оцінки відстаней, оскільки в максимумі блиску наднові типу Ia, наприклад, мають практично однакові абсолютні зоряні величини. В наземні телескопи їх можна відобразити на відстані в половину розміру Всесвіту, а космічний телескоп - на ще більшій відстані. Типова помилка методу у визначенні відстаней до галактик 25-50%. Саме дані про найновіші типу Ia, що спалахнули в дуже далеких галактиках, свідчать, що приблизно 5 млрд. Років тому уповільнення розширення Всесвіту змінилося його прискоренням.

На жаль, наднові спалахують в галактиках рідко і не прогнозованим чином, тому для далеких галактик розроблені інші підходи. Зокрема, вельми перспективними представляються два методи, які вимагають спостереження променевих швидкостей зірок і міжзоряного матерії всередині галактик. Перший, відомий як метод Таллі-Фішера. заснований на використанні знайденої ними 1977 році емпіричної залежності між світностями галактик пізнього типу і ширинами в них ліній 21 см (тобто швидкостями обертання галактик). Сучасні виміри призводять до співвідношення: L # 8733 Vmax 3.4. Метод зручний для проведення масових статистичних досліджень в далеких скупченнях галактик. Для галактик ранніх типів відстані можна знаходити на основі виявленої Фабер і Джексоном в 1976 році кореляції між світністю нормальних еліптичних галактик і дисперсією швидкостей їх зірок - це статечної закон L # 8733 # 963V 4. Найбільшу користь метод може принести, якщо використовувати його для вимірювань відносних відстаней між галактиками. Ці методи точніше, ніж метод діаметрів, але помилки і в них можуть досягати 50%. Обидва методи засновані, як бачимо, на цілком очікуваною з теореми вириала залежності: чим важче галактика, тим вище швидкості руху в ній зірок і хмар газу. Однак існування обох емпіричних залежностей змушує припускати, що співвідношення видимої й темної матерії в галактиках відповідних типів однаково, що ще не знайшло теоретичного обґрунтування.

Перейдемо тепер до визначення відстаней до найбільш віддалених об'єктів, до яких не застосовуються зазначені вище методи. Введемо так званий червоний зсув.

Більш точна формула зв'язку z і vr. на відміну від наведеної вище вірною для малих z, має вигляд:

Саме цією формулою користуються в більшості випадків для визначення променевої швидкості, так як спостерігається величина z для самих далеких спостережуваних позагалактичних об'єктів досягає 3.5.

Останнім часом для оцінки відстаней до дуже далеких галактик набуває все більшого поширення метод гравітаційного лінзування - фізичне явище, пов'язане з відхиленням променів світла в поле тяжіння. В результаті гравітаційного лінзування два променя світла від об'єкта S, що пройшли по різні боки від тіла L, перетинаються в точці O, де розташовується спостерігач (див. Рис. 19-2). Він побачить два зображення I1 і I2 одного і того ж об'єкта S. Кутове відстань між двома зображеннями приблизно дорівнює кутовому розміру так званого конуса Ейнштейна - уявного кола на небі з центром, що збігається з центром лінзи, розмір якого пропорційний квадратному кореню з маси лінзи і назад пропорційний квадратному кореню з відстані до неї від Землі. Так як оптичні шляхи, що формують два зображення, різні, то світло йде по ним різний час. І якщо в об'єкті станеться спалах, то вона досягне спостерігача спочатку по найкоротшому шляху, лише потім по довгому, тобто повториться у другому зображенні (в кутовій мірі ближчому до тіла-лінзі). Вимірявши різницю моментів приходу сигналу, можна визначити і різниця оптичних шляхів, що в сукупності з відомим кутовим відстанню між зображеннями дозволяє дізнатися відстань до об'єкта і тіла-лінзи. Як тіла-лінзи можуть виступати різні точкові об'єкти, наприклад окремі зірки, чорні діри або далекі галактики.

В цілому модулі відстані до окремих галактик визначаються з помилками близько 1 m.