Астронет: А. В. Локтин, В. А. Марсаков Звездная астрономия в лекциях http://variable-stars.ru/db/msg/1245721/lec.19.2.html

19.2 Методы определения расстояний до галактик

Лекция 19. Галактики

19.2 Методы определения расстояний до галактик

Некоторые методы определения расстояний до галактик мы уже упоминали в предыдущих лекциях. Это метод диаметров, сыгравший большую роль в установлении Хабблом закона разбегания галактик, и метод ярчайших звёзд - самых ярких красных гигантов для близких эллиптических галактик и голубых и красных сверхгигантов для спиральных галактик. Но самым важным является метод, основанный на использовании зависимости период-светимость классических цефеид, который используется для определения расстояний до близких спиральных и неправильных галактик и служит основой для определения расстояний в ближайшей вселенной, так как именно с помощью наблюдения цефеид калибруется зависимость лучевая скорость-расстояние (закон Хаббла). Цефеиды в настоящее время остаются наиболее точными индикаторами расстояний (ошибка метода 10-20%) на промежутке до ≈ 10 Мпк (для сравнения - расстояние до Туманности Андромеды М31 приблизительно равно 700 кпк).

Примерно в тех же пределах (но с ошибкой до 50%) индикатором расстояния для спиральных и неправильных галактик, то есть галактик с большим количеством газа, могут служить облака ионизованного водорода. Дело в том, что диаметр крупнейшей области HII в галактике зависит от абсолютной звёздной величины этой галактики. Для определения расстояний до ближайших эллиптических галактик используются светимости переменных звёзд типа RR Лиры. Напомним также об использовании функции интегральной светимости шаровых скоплений для определения расстояний до галактик, о котором говорилось в лекции о шаровых скоплениях. Доступные методу предельные расстояния порядка 50 Мпк, при ошибке 25-50%. Сверхновые звёзды тоже используют для оценки расстояний, поскольку в максимуме блеска сверхновые типа Ia, например, имеют практически одинаковые абсолютные звёздные величины. В наземные телескопы их можно запечатлеть на расстоянии в половину размера Вселенной, а космический телескоп <Хаббл> - на еще большем расстоянии. Типичная ошибка метода в определении расстояний до галактик 25-50%. Именно данные о сверхновых типа Ia, вспыхнувших в очень далеких галактиках, свидетельствуют, что примерно 5 млрд. лет назад замедление расширения Вселенной сменилось его ускорением.

К сожалению, сверхновые вспыхивают в галактиках редко и непрогнозируемым образом, поэтому для далеких галактик разработаны другие подходы. В частности, весьма перспективными представляются два метода, которые требуют наблюдения лучевых скоростей звёзд и межзвёздной материи внутри галактик. Первый, известный как метод Талли-Фишера, основан на использовании найденной ими 1977 году эмпирической зависимости между светимостями галактик позднего типа и ширинами в них линий 21 см (т.е. скоростями вращения галактик). Современные измерения приводят к соотношению: L ∝ V_max^3.4. Метод удобен для проведения массовых статистических исследований в далеких скоплениях галактик. Для галактик ранних типов расстояния можно находить на основе обнаруженной Фабер и Джексоном в 1976 году корреляции между светимостью нормальных эллиптических галактик и дисперсией скоростей их звёзд - это степенной закон L ∝ σ_V⁴ . Наибольшую пользу метод может принести, если использовать его для измерений относительных расстояний между галактиками. Эти методы точнее, чем метод диаметров, но ошибки и в них могут достигать 50%. Оба метода основаны, как видим, на вполне ожидаемой из теоремы вириала зависимости: чем тяжелее галактика, тем выше скорости движения в ней звёзд и облаков газа. Однако существование обеих эмпирических зависимостей заставляет предполагать, что соотношения видимой и темной материи в галактиках соответствующих типов одинаково, что еще не нашло теоретического обоснования.

Перейдем теперь к определению расстояний до наиболее удаленных объектов, к которым неприменимы отмеченные выше методы. Введем так называемое красное смещение: при этом имеется приближенная формула для вычисления лучевой скорости: v_r ≈ zc, где с - скорость света. Эдвин Хаббл установил, что приближенно для не очень близких галактик выполняется соотношение v_r = Hr, величину H называют постоянной Хаббла. Сидней ван ден Берг, проанализировав имеющиеся определения постоянной Хаббла, дал среднее из определений, выполненных ранее 1996 года: H = 72 км/с/Мпк. В 1999 году Тауэр, Фергюсон и Шэнкс, определив с помощью цефеид расстояния до галактик скопления в Деве, привели величину H = 67 7 км/с/Мпк. В настоящее время она полагается равной ≈ 70 км/с/Мпк. К сожалению, пекулярные скорости близких галактик, до которых расстояния определяются надежно, слишком велики по сравнению с хаббловской скоростью, а расстояния до далеких галактик очень ненадежны. Поэтому постоянная Хаббла до сих пор известна с ошибкой порядка 10 км/c/Мпк. Однако это единственный метод определения расстояния до далеких галактик, квазаров и скоплений галактик. По результатам космического эксперимента WMAP H₀ = 71 км /с/ Мпк с ошибкой ≈ 5%.

Более точная формула связи z и v_r , в отличие от приведенной выше верной для малых z, имеет вид: Именно этой формулой пользуются в большинстве случаев для определения лучевой скорости, так как наблюдаемая величина z для самых далеких наблюдаемых внегалактических объектов достигает 3.5.

В последнее время для оценки расстояний до очень далеких галактик получает все большее распространение метод гравитационного линзирования - физическое явление, связанное с отклонением лучей света в поле тяжести. В результате гравитационного линзирования два луча света от объекта S, прошедшие по разные стороны от тела L, пересекаются в точке O, где располагается наблюдатель (см. рис. 19-2). Он увидит два изображения I₁ и I₂ одного и того же объекта S. Угловое расстояние между двумя изображениями примерно равно угловому размеру так называемого конуса Эйнштейна - воображаемого круга на небе с центром, совпадающим с центром линзы, размер которого пропорционален квадратному корню из массы линзы и обратно пропорционален квадратному корню из расстояния до нее от Земли. Так как оптические пути, формирующие два изображения, различны, то свет идет по ним разное время. И если в объекте произойдет вспышка, то она достигнет наблюдателя вначале по кратчайшему пути, лишь затем по длинному, т.е. повторится во втором изображении (в угловой мере более близком к телу-линзе). Измерив разность моментов прихода сигнала, можно определить и разность оптических путей, что в совокупности с известным угловым расстоянием между изображениями позволяет узнать расстояние до объекта и тела-линзы. В качестве тела-линзы могут выступать различные точечные объекты, например отдельные звёзды, черные дыры или далекие галактики.

В целом модули расстояния до отдельных галактик определяются с ошибками около 1^m.