Визначення відстаней до галактик

Існує кілька способів визначення відстаней до галактик. найлегше

це можна зробити, якщо в галактиці спостерігаються добре вивчені об'єкти,

світність яких ми знаємо. Так, наприклад, світність цефеїд відома по

співвідношенню період - світність. У нових зірок абсолютна зоряна величина в

максимумі близько -8m, 5, а у кульових скупчень в середньому -8m. У цих випадках для

визначення відстаней досить знайти видиму зоряну величину такого об'єкта

і обчислити модуль відстані, не забуваючи при цьому враховувати вплив

міжзоряного поглинання світла.

Про відстанях до віддалених галактик, в яких перераховані об'єкти не видно,

судять по їх видимим кутовим розмірам або по видимій зоряній величині. Для цього

необхідно, очевидно, знати розміри або світності галактик даного типу.

Нарешті, ще один спосіб заснований на визначенні величини червоного зсуву. це

явище полягає в тому, що всі спектральні лінії в спектрах далеких

галактик виявляються зміщеними до червоного кінця. Як ми побачимо в останньому

параграфі цієї глави, це зміщення ліній потрібно інтерпретувати як

збільшення середніх відстаней між галактиками у Всесвіті. В результаті нам

здається, що галактики як би тікають від нас. Зі спостережень випливає, що

швидкість віддалення галактик від нас Vr. відповідна червоному зсуву Dl,

збільшується з відстанню, так що між lg Vr і видимою зоряною величиною

галактик однаковою світності виявляється лінійна залежність. вона показана

на 239, на якому кожна точка відповідає середньому значенню видимої

зоряної величини декількох найбільш яскравих галактик, що належать

відповідному скупченню галактик (див.; 175). Середні світності найбільш

яскравих членів скупчень значно менше повинні відрізнятися між собою, ніж

світності окремих галактик взагалі, для яких розкид точок вийшов би

значно більше, ніж на 240.

Разом з тим однакова світність об'єктів відповідає однаковій величині М

у формулі (11.5), з якої в цьому випадку слід лінійна залежність між т

і lg r. Тому лінійна залежність між т і означає також лінійне

співвідношення між швидкістю видалення і відстанню, тобто

У цій формулі відстань r виражено в мегапарсек (Мпс), а число Н -

постійна Хаббла, яка відіграє важливу роль в космології, про яку мова піде в;

181. Найбільш надійне значення постійної Хаббла, отримане останнім часом,

становить 55 км / сек× Мпс. Якщо для деякої галактики відомо її червоне

зміщення, то за формулою (13.1) легко визначити відстань до неї. Зауважимо,

однак, що при ця формула перестає бути вірною і потрібно використовувати

більш складне вираз. Найбільш віддалені відомі в даний час

галактики знаходяться на відстанях в декілька мільярдів парсеків.