Шкала відстаней у Всесвіті - 22 березень 2018 - блог

Що таке «шкала відстаней»

Положення Сонячної системи в Галактиці, розміри галактик, відстані до них - це ті важливі питання, на які астрономи намагаються отримати відповідь протягом багатьох десятиліть. Комплекс цих завдань зазвичай об'єднують терміном "проблема шкали відстаней". Вміти визначати надійні відстані в світі космічних об'єктів необхідно вже в силу того, що їх знання дозволяє побудувати модель будови Галактики, скупчень галактик і навіть структури осяжній частині Всесвіту. Очевидно, що від прийнятої шкали відстаней залежать також оцінки маси зоряних систем, оскільки маса і лінійний розмір однозначно визначають швидкість обертання Галактики або величину швидкостей зірок, що населяють зоряне скупчення (визначаються формулою, де G - гравітаційна стала, M - маса зоряної системи, а k - постійний коефіцієнт порядку 1, залежить від геометрії розподілу мас в системі). Не всі, однак, здогадуються, що проблема шкали відстаней є набагато більш загальної і безпосередньо зачіпає самі фундаментальні космологічні параметри, такі, як величина постійної Хаббла H (яка характеризує швидкість розширення Всесвіту і є коефіцієнтом пропорційності між швидкістю видалення далеких галактик і відстанню, V ≈ H × R. де R - відстань). вік Всесвіту і вік представників старого населення галактик, в першу чергу кульових зоряних скупчень. Може здатися дивним, що, незважаючи на прогрес астрономічних досліджень, ми до сих пір не знаємо з достатньою точністю шкалу відстаней у Всесвіті.

Зрозуміло, уявлення про достатньої точності в усі часи були свої. Вони визначалися масштабом вирішуваних завдань. Так, понад 400 років тому Микола Коперник прийшов до висновку, що зірки розташовані по крайней мере в 1000 разів далі від нас, ніж Сонце. Тепер-то ми знаємо, що він помилився в своїх оцінках принаймні в 200 разів. Це була одна з перших сміливих спроб співвіднести міжзоряні відстані зі звичними земними масштабами. Набагато пізніше, у першій третині XX століття, астрономам досить було навчитися визначати позагалактичні відстані з точністю до порядку величини, щоб довести, що так звані спіральні туманності є такі ж галактики, як наша. Що ж до міжзоряних відстаней, то в найближчих околицях Сонця (аж до відстаней порядку 10-20 пк 1 вони вже і в той час були добре відомі. Неважко зрозуміти, що адекватне розуміння як будови нашої Галактики, так і доступній для огляду частині Всесвіту можливо лише в тому випадку, якщо ми зуміємо правильно продовжити шкалу міжзоряних відстаней на міжгалактичні масштаби, тобто знайдемо ту лінійку, за допомогою якої можна так само надійно вимірювати відстані до зірок і інших галактик.

Визначення відстаней до зірок і розсіяних зоряних скупчень

Методи визначення відстаней до зірок діляться на дві групи: геометричні й фотометричні [1]. До числа геометричних методів відноситься безпосереднє вимірювання так званого тригонометричного (або річного) паралакса, тобто параллактического усунення зірки на небесній сфері, обумовленого орбітальним рухом Землі навколо Сонця (рис. 1). Класичними фотографічними методами паралакс (позначається грецькою буквою π і вимірюваний в кутових секундах) визначається із середньою точністю порядку 0,02 '' - 0,05 ''. Це означає, що лише для найближчих зірок (в межах 20-30 пк) відстані відомі з точністю не гірше 50%. Космічний апарат HIPPARCOS розширив цю сферу приблизно до 300-500 пк. Для практичних цілей (дослідження будови Галактики, наприклад) потрібно значно більше висока точність - не гірше 5-10%. тому пряме вимір міжзоряних відстаней можливо лише в невеликій за галактичним мірками околиці Сонця. Для того щоб вивчати будову Галактики і тим більше світ галактик, ми повинні вміти переносити локальну шкалу відстаней на галактичні масштаби.

Для цієї мети використовується інформація про світності зірок. Знаючи світність (або, що одне і те ж, абсолютну зоряну величину 3). видимий блиск і величину поглинання світла (для цього досить визначити видимий блиск зірки за допомогою фотометрії в трьох колірних смугах). можна розрахувати відстань до зірки за простою формулою

де A - поглинання світла, а відстань R вимірюється в парсеках. Різниця видимої й абсолютної величин (m - M) прийнято називати модулем відстані. Абсолютну величину для багатьох типів зірок визначають по відомим Паралакс подібних зірок, що населяють сонячну околиця. Очевидно, це один з можливих способів встановлення шкали відстаней. Знайдені за цією формулою відстані (або паралакси) часто називають фотометрическими, щоб підкреслити метод їх вимірювання.

Однак серед зірок сонячної околиці з Паралакс, вимірюваними тригонометричним методом, переважна більшість складають зірки-карлики, тобто зірки, що знаходяться на тій же стадії еволюції, що і Сонце. Вони належать до порівняно слабких зірок Галактики. Зірок - червоних гігантів, які в 100 разів яскравіша за Сонце, в найближчій околиці досить мало. Ще більш яскравих зірок вже зовсім одиниці. Мова йде про наймолодших і гарячих зірок і надгігантів, що перевершують Сонце по світності в тисячі і десятки тисяч разів. Причиною їх малого числа є загальна тенденція різкого падіння числа яскравих зірок з ростом світності.

Мал. 2. Діаграма Герцшпрунга-Рассела (колір - зоряна величина) для розсіяного зоряного скупчення Плеяди. По горизонтальній осі відкладений спостережуваний показник кольору B-V. по вертикальній: зліва - видима величина у жовтій смузі V. справа - абсолютна величина MV. Зірки концентруються до головної послідовності (зірок-карликів). (B-V) 0 - істинний показник кольору.

Для визначення светимостей абсолютно яскравих зірок використовують розсіяні зоряні скупчення 4 [2]. На рис. 2 зображена діаграма колір 5 - видима зоряна величина для типового розсіяного скупчення Плеяди, близького і видного навіть неозброєним оком на осінньому і зимовому небі. На цій діаграмі виділяється головна послідовність зірок, джерелом енерговиділення яких служать реакції ядерного горіння водню. Оскільки розміри більшості скупчень порівняно невеликі в порівнянні з відстанню до них, модуль відстані для всіх членів скупчення практично однаковий. Його можна визначити порівнянням видимої величини зірок скупчення з абсолютною величиною подібних зірок іншого скупчення, відстань до якого вже визначено незалежним методом. Через великої кількості зірок в скупченні відстань оцінюється з високою точністю.

Стандартної лінійкою для вимірювання відстаней між скупченнями служить добре відоме скупчення Гіади (розташоване поблизу Альдебарану - найяскравішої зірки сузір'я Тельця). Воно володіє одним абсолютно унікальною властивістю, завдяки якому ми можемо визначити відстань до нього незалежним способом з використанням іншого геометричного методу - методу групового або статистичного параллакса [1]. Суть методу в наступному. Гиади - близьке скупчення, що має помітну швидкість руху щодо Сонця. Згідно із законом перспективи всі вхідні в нього зірки будуть зміщуватися по великим колам небесної сфери, пересічних в одній точці, яка називається радіантом скупчення (мал. 3). Положення радіанта легко визначається за власними рухам зірок 6. а швидкість скупчення - за променевими швидкостями (що вимірюється на підставі ефекту Доплера). Принцип вимірювання групового паралакса зрозумілий з рис. 4. На ньому зображена одна з зірок скупчення, що знаходиться від нас на відстані r (нехай воно виражено в парсеках). Нехай λ - кут між напрямком на зірку і "антірадіант" скупчення, V - вектор відносної швидкості скупчення, Vr і Vt - відповідно променева і тангенціальна швидкості (в км / с). А m - власний рух зірки (виражене в кутових секундах в рік ). Неважко зрозуміти, що всі ці величини пов'язані між собою формулою 4,738μr = Vr tgλ. За цією формулою можна розрахувати відстань до кожної зірки рухається скупчення і, отже, середнє для всього скупчення. Знайдене таким методом відстань до Гиад дорівнювала 45 ± 1 пк. що недавно б ло підтверджено результатами, отриманими з супутника HIPPARCOS