Документ взят из кэша поисковой машины. Адрес оригинального документа : http://xray.sai.msu.ru/~polar/html/publications/pop/dtog.txt Дата изменения: Tue Jul 28 18:24:11 1998 Дата индексирования: Sat Dec 22 04:42:18 2007 Кодировка: koi8-r

КАК ОПРЕДЕЛЯЮТ РАССТОЯНИЯ ДО ГАЛАКТИК.

Галактики, огромные звездные системы, расположенные за
пределами нашей собственной Галактики, вплоть до начала нашего
века считались ее внутренними объектами. Внегалактическими
объектами они стали с того момента, когда мы научились
правильно определять расстояния до них. Произошло это в
двадцатых годах нашего столетия, когда сначала по новым
звездам, а потом по цефеидам (хотя и с ошибкой в несколько
раз) было найдено расстояние до Туманности Андромеды.
Оказалось, что мир, в котором живет человек, не ограничивается
одной нашей звездной системой, пусть даже и очень большой.
Подобные же звездные острова разбросаны по пустому в основном
пространству Вселенной.
Чтобы получить представление о географии Земли, люди
построили ее карту. Чтобы понять, что окружает нашу Галактику
и узнать, как выглядит Вселенная в целом, также необходима
карта, нужно знать точное местоположение галактик и скоплений
галактик в пространстве. Сделать это гораздо сложнее, чем
составить карту участка Земли и требуются специальные методы
определения расстояний. До сих пор точность методов
определения расстояний до галактик не превышает 10% для
близких галактик, и около 50% для далеких, поэтому в данном
направлении работа ведется до сих пор.
Самый простой и надежный метод определения расстояний -
триангуляция - позволяет находить расстояния лишь для
относительно близких к нам звезд. Дело в том, что ,наблюдая
положение звезд из разных точек земной орбиты, наблюдатель
заметит, что близкие к Земле звезды смещаются относительно
далеких объектов. Такое смещение называется параллактическим.
Подобный эффект можно наблюдать, если взять в руку ,к примеру,
мороженое и смотреть на него то левым, то правым глазом
поочередно. Мороженое будет смещаться относительно более
удаленных предметов. В случае наблюдения звезд роль расстояния
между глаз человека будет играть диаметр земной орбиты. Его
величина и то минимальное угловое расстояние, которое можно
измерить на земных инструментах, ограничивают максимальное
расстояние, которое можно определить этим методом. Благодаря
статистической обработке многолетних наблюдений можно заметить
параллактическое смещение звезд удаленных до примерно 100 пк.
Как известно сейчас, диаметр нашей Галактики - около 30 000
пк. В среднем, расстояния между галактиками в десятки раз
больше их размера. Очевидно, методом триангуляции трудно
измерять расстояния до удаленных галактик при наблюдении
с Земли. Если же вынести в космос и расположить несколько
антенн радиотелескопов или оптических телескопов вокруг Солнца,
на орбите Земли, то точность наблюдений позволит измерять
расстояния вплоть до "горизонта" Вселенной. Первым шагом к
решению этой проблемы будет запуск спутников по программе
"Радиоастрон". Пока же астрономы используют более сложные
методы для определения расстояний.
Как же определяют расстояния до галактик? Вспомним, как мы
судим об удаленности предметов в повседневной практике. Если
нет возможности измерить расстояние линейкой (или шагами), то
мы ищем деталь предмета, имеющую известный нам размер и
находим расстояние, исходя из ее углового размера. Такая
деталь с известными размерами выступает в роли "стандартной
линейки". Подобным образом можно определить расстояние до
уличного фонаря, если известно, сколько света его лампа дает
вблизи. Лампа фонаря выступает здесь в роли "стандартной
свечи.
Большинство надежных методов определения расстояния до
галактик основано на нахождении в них "стандартных линеек" и
"стандартных свеч". Сейчас известно много классов объектов,
пригодных на эту роль. Среди них особая роль принадлежит
цефеидам - ярким переменным звездам. Абсолютная звездная
величина цефеиды в максимуме блеска зависит от ее периода
изменения блеска. Эта зависимость хорошо известна и
прокалибрована по звездам нашей галактики, поэтому если в
другой галактике удается найти переменные звезды данного типа,
мы можем найти ее абсолютную звездную величину по ее периоду
изменения блеска. Самые долгопериодические классические
цефеиды в максимуме блеска достигают в среднем -5 абсолютной
звездной величины. Поэтому даже с помощью самых современных
телескопов и приемников излучения цефеиды удается найти лишь в
немногих ближайших к нам галактиках, в радиусе 3 Мпк.
Точность, с которой определяется расстояние - порядка 20% -
считается хорошей по сравнению с тем, что дают другие методы.
В 1924 году Э.Хабблу и Дж.Ричи с помощью 2.5-метрового
телескопа обсерватории Маунт Вилсон удалось разрешить на
звезды близкую к нам спиральную галактику Туманность
Андромеды. Этим было доказано, что та представляет собой
внегалактический объект. Вскоре они же обнаружили несколько
цефеид в этой галактике. С этого момента началось построение
"лестницы" космических расстояний за пределами нашей
галактики. Классические цефеиды стали первой ступенью этой
лестницы.
Классические цефеиды - не самые яркие объекты в галактиках.
Более яркие можно наблюдать и в тех звездных системах, где уже
не видно цефеид. Было замечено, что ярчайшие звезды в
галактиках - гиганты и сверхгиганты - имеют в среднем одну и
ту же абсолютную звездную величину - примерно -9 - -10.
Конечно, это значение статистическое, усредненное по
нескольким звездам. Точность у этого метода хуже, чем у
предыдущего.
Часто удается заметить появление новых в соседних
галактиках. В максимуме блеска такой объект имеет абсолютную
звездную величину -6.5 - -9 в зависимости от своего типа.
Гораздо более заметное явление - вспышка сверхновой. При
этом выделяется столько энергии, что сверхновая лишь немного
уступает по светимости целой галактике, в которой светит сотня
миллиардов звезд. Такие вспышки наблюдаются и в достаточно
удаленных галактиках, например в соседнем скоплении галактик в
Деве, до которой примерно 20 Мпк. Средняя абсолютная звездная
величина сверхновых I типа -18.9 ,II типа -17.5. К сожалению
(а может и к счастью для жителей Земли) сверхновые вспыхивают
очень редко - примерно раз в 25 лет в одной галактике типа
нашей. Для того, чтобы использовать сверхновую в качестве
"стандартной свечи", необходимо "поймать" ее в максимуме ее
блеска, что не всегда получается.
В качестве подобных "стандартных свечей" используются
шаровые скопления, красные гиганты, переменные звезды типа RR
Lyr, гигантские области ионизованного водорода. Современные
работы по определению расстояний учитывают все доступные
индикаторы расстояний, отдавая предпочтение более точным и
проверенным. При этом разными авторами могут быть получены
разные расстояния до одних и тех же объектов, в зависимости от
используемых методов. Результаты иногда различаются в полтора
раза.
Если указанные объекты уже не видны в далекой галактике, то
в качестве "стандартной свечи" используют саму галактику. По
ее внешнему виду, типу можно приблизительно найти ее
абсолютную звездную величину. Например, для спиральной
галактики типа нашей она в среднем равна -20. Конечно, лучше
проводить такие оценки статистически, находя расстояния до
скоплений галактик.
Есть в близких галактиках и "стандартные линейки". Это,
например, планетарные туманности - медленно расширяющиеся
газовые оболочки, сброшенные красными гигантами на
определенной стадии эволюции. Линейные размеры таких объектов
известны по наблюдениям самых близких галактик и примерно одни
и те же - около 0.1 пк. Это дает возможность определять по ним
расстояния с точностью до десятка процентов в пределах 15 Мпк.
Более грубо можно оценить расстояние до галактик, приняв за
"стандартную линейку" линейные размеры галактик данного типа.
В более широком смысле индикатором расстояния может быть
любая величина, зависящая от расстояния до галактики и такая
при этом, что мы можем предсказать ее значение. Так,
существует множество методов, где такой величиной служит,
например, отношение поверхностной яркости к светимости
галактики, ширины линий водорода в спектре галактики к ее
светимости и многие другие параметры. Все такие методы оценки
расстояний вытекают из физики галактик. Существенно и то, что
они хорошо работают при нахождении расстояния до скоплений и
групп галактик, где подобных объектов довольно много и можно
произвести статистическую обработку результатов. Для отдельно
взятой галактики такие методы могут привести к большой ошибке
в определении расстояния. Подобные методы позволяют
"дотянуться" до более далеких галактик.
Но что же делать с теми галактиками,которые почти не
отличаются от звезд по внешнему виду и для
которых нельзя определить тип, нельзя различить в
них звезды и др. объекты? Оказывается, можно измерить
расстояние и до них. В 1912 году американский астроном Слайфер
обнаружил, что все линии в спектрах галактик смещены, что
означает движение других галактик относительно нашей
(наблюдается т.н.эффект Допплера). В 1929 году Хаббл показал,
что чем дальше находится галактика, тем больше смещены ее
спектральные линии, то есть тем быстрее она движется.
Линии смещаются в красную область спектра, поэтому
относительное их смещение называют красным смещением.Это
открытие показало, что мы живем не в стационарном и неизменном
мире, а в мире, непрерывно меняющемся, расширяющемся. Также
появился способ оценки расстояний до любых далеких объектов
во Вселенной, имеющих поддающиеся идентификации линии в
спектре. Расстояние до объекта вычисляется по его скорости.
Она умножается на постоянную величину, "постоянную Хаббла".
Этот закон называют законом Хаббла. Значение этой
постоянной находится экспериментально, с использованием
относительно близких галактик, удаление которых уже известно
по другим методам. Известна она не точно: различные методы
оценки расстояния дают различные значения постоянной Хаббла.
Почти все современные ее оценки лежат между 50 и 100 км/с
Мпк, т.е. точность определения Ў50%. Расстояние до самой
далекой галактики, известной сейчас, найдено как раз с
использованием закона Хаббла. Она удалена от нас на 4 Мпк. Эта
величина важна также для определения возраста Вселенной и
других космологических параметров. Ведутся работы по ее
уточнению. Итак, расстояния до ближних галактик
определяются по "стандартным свечам" и "стандартным
"линейкам" в них. Расстояния до галактик, находящихся
на дистанции порядка десятков мегапарсек, можно
определить различными статистическими методами (если она в
скоплении или группе) или по сверхновым. Расстояния до
самых далеких галактик находят по закону Хаббла.