Scara distanței în astronomie

Scara distanțelor în astronomie  este un nume complex pentru problemele asociate cu măsurarea distanțelor în astronomie . Măsurarea precisă a poziției stelelor face parte din astrometrie .

Multe obiecte astronomice folosite pentru a construi o scară de distanță aparțin unei clase sau alteia cu o luminozitate cunoscută . Astfel de obiecte sunt numite lumânări standard . Măsurând luminozitatea lor aparentă și cunoscând luminozitatea, se poate calcula distanța lor pe baza legii inversului pătratului .

Istorie

Construcția scării galactice

Prin paralaxa trigonometrică

Paralaxa este unghiul datorat proiecției sursei pe sfera cerească . Există două tipuri de paralaxe: anuală și de grup [1] .

Paralaxa anuală  este unghiul la care raza medie a orbitei Pământului ar fi vizibilă din centrul de masă al stelei. Datorită mișcării Pământului pe orbită, poziția aparentă a oricărei stele pe sfera cerească se schimbă constant - steaua descrie o elipsă, a cărei semiaxă majoră se dovedește a fi egală cu paralaxa anuală. Conform paralaxei cunoscute din legile geometriei euclidiene, distanța de la centrul orbitei Pământului la stea poate fi găsită ca [1] :

,

unde D  este distanța dorită, R  este raza orbitei pământului, iar egalitatea aproximativă este scrisă pentru un unghi mic (în radiani ). Această formulă demonstrează bine principala dificultate a acestei metode: odată cu creșterea distanței, valoarea paralaxei scade de-a lungul unei hiperbole și, prin urmare, măsurarea distanțelor până la stelele îndepărtate este asociată cu dificultăți tehnice semnificative.

Esența paralaxei grupului este următoarea: dacă un anumit grup de stele are o viteză notabilă în raport cu Pământul, atunci, conform legilor proiecției, direcțiile vizibile de mișcare ale membrilor săi vor converge într-un punct, numit radiant al cluster. Poziția radiantului este determinată din mișcările adecvate ale stelelor și deplasarea liniilor lor spectrale datorită efectului Doppler . Apoi distanța până la cluster se găsește din următoarea relație [2] :

unde μ și Vr  sunt vitezele unghiulare (în secunde de arc pe an) și, respectiv, radiale (în km/s) ale stelei cluster, λ este unghiul dintre liniile Soare-stea și stea-radiante, iar D este distanța exprimată în parsecs . Numai Hyadele au paralaxa de grup vizibilă, dar înainte de lansarea satelitului Hipparcos , aceasta este singura modalitate de a calibra scara distanței pentru obiectele vechi [1] .

Bazat pe stelele Cepheids și RR Lyrae

Pe cefeide și stele de tip RR Lyrae, scara unificată a distanței diverge în două ramuri - scara distanței pentru obiectele tinere și pentru cele vechi [1] . Cefeidele sunt localizate în principal în regiuni de formare recentă a stelelor și, prin urmare, sunt obiecte tinere. Variabilele de tip RR Lyrae gravitează spre sisteme vechi, de exemplu, există în special multe dintre ele în clustere de stele globulare din haloul galaxiei noastre .

Ambele tipuri de stele sunt variabile, dar dacă Cefeidele sunt obiecte nou formate, atunci stelele RR Lyrae au descins din secvența principală  - giganți de tipuri spectrale A-F, localizați în principal pe ramura orizontală a diagramei culoare-magnitudine pentru clusterele globulare. Cu toate acestea, modul în care sunt folosite ca lumânări standard este diferit:

Determinarea distanțelor prin această metodă este asociată cu o serie de dificultăți:

  1. Este necesar să selectați stele individuale. În cadrul Căii Lactee, acest lucru nu este dificil, dar cu cât distanța este mai mare, cu atât unghiul care separă stelele este mai mic.
  2. Este necesar să se țină cont de absorbția luminii de către praf și de neomogenitatea distribuției acesteia în spațiu.

În plus, pentru Cefeide, rămâne o problemă serioasă să se determine cu exactitate punctul zero al dependenței „perioadei pulsului - luminozitate”. De-a lungul secolului XX, valoarea sa a fost în continuă schimbare, ceea ce înseamnă că s-a schimbat și estimarea distanței obținute în mod similar. Luminozitatea stelelor RR Lyrae, deși aproape constantă, depinde încă de concentrația elementelor grele.

De stele noi

Conform efectului Wilson-Bappu

Efectul Wilson-Bupp este o relație de observație între magnitudinea absolută din filtrul V ( MV ) și jumătatea lățimii liniilor de emisie K1 și K2 de Ca II ionizat în atmosfera lor centrată la 3933,7 Å . Deschis în 1957 de Olin C. Wilson și MK Vainu Bappu. Viziunea modernă este următoarea [3] :

,

unde W 0  este lățimea liniei exprimată în angstromi.

Principalele dezavantaje ale metodei ca indicator sunt următoarele:

Construcția scării extragalactice

Conform supernovelor de tip Ia

De obicei, pe lângă cele comune pentru toate metodele fotometrice , dezavantajele și problemele deschise ale acestei metode includ [4] :

  1. Problema corecției K. Esența acestei probleme este că nu intensitatea bolometrică (integrată pe întregul spectru) este măsurată, ci într-un anumit interval spectral al receptorului. Aceasta înseamnă că pentru sursele cu diferite deplasări spre roșu, intensitatea este măsurată în diferite intervale spectrale. Pentru a ține seama de această diferență, se introduce o corecție specială, numită corecție K.
  2. Forma distanței față de curba de deplasare spre roșu este măsurată de observatoare diferite cu instrumente diferite, ceea ce provoacă probleme cu calibrarea fluxului etc.
  3. Se credea că toate supernovele Ia explodau pitici albe într-un sistem binar apropiat, unde a doua componentă era o gigantă roșie . Cu toate acestea, au apărut dovezi că cel puțin unele dintre ele pot apărea în timpul fuziunii a două pitici albe, ceea ce înseamnă că această subclasă nu mai este potrivită pentru utilizare ca lumânare standard.
  4. Dependența luminozității supernovei de compoziția chimică a stelei progenitoare.

Datorită exploziilor de supernove din 1998, două grupuri de observatori au descoperit accelerarea expansiunii Universului [5] . Până în prezent, faptul accelerației este aproape dincolo de orice îndoială, cu toate acestea, este imposibil să se determine fără ambiguitate magnitudinea sa doar din supernove: erorile pentru z mare sunt încă extrem de mari , așa că trebuie să fie implicate și alte observații [6] [7 ]. ] .

În 2020, un grup de cercetători coreeni a arătat că, cu o probabilitate foarte mare, luminozitatea acestui tip de supernovă se corelează cu compoziția chimică și vârsta sistemelor stelare - și, prin urmare, folosindu-le pentru a determina distanțe intergalactice, inclusiv determinarea ratei de expansiune. al Universului - poate da o eroare [8 ] .

Prin lentile gravitaționale

Trecând lângă un corp masiv , un fascicul de lumină este deviat. Astfel, un corp masiv este capabil să colecteze un fascicul paralel de lumină la o anumită focalizare , construind o imagine și pot fi mai multe dintre ele. Acest fenomen se numește lentilă gravitațională . Dacă obiectul cu lentilă este variabil și sunt observate mai multe imagini ale acestuia, aceasta deschide posibilitatea de a măsura distanțe, deoarece vor exista diferite întârzieri de timp între imagini datorită propagării razelor în diferite părți ale câmpului gravitațional al lentilei (un efect similar cu efectul Shapiro în sistemul solar). [9]

Dacă luăm ξ 0 = D l și η 0 = ξ 0 D s / D l (unde D  este distanța unghiulară) ca scară caracteristică pentru coordonatele imaginii ξ și sursa η (vezi figura) în planurile corespunzătoare , atunci putem scrie timpul de întârziere dintre imaginile numărul i și j după cum urmează [9] :

unde x = ξ / ξ 0 și y = η / η 0  sunt pozițiile unghiulare ale sursei și, respectiv, a imaginii, c  este viteza luminii, z l  este deplasarea la roșu a lentilei și ψ  este potențialul de deviere în funcție de alegerea modelului. Se crede că, în majoritatea cazurilor, potențialul real al lentilei este bine aproximat de un model în care materia este distribuită radial simetric , iar potențialul se transformă la infinit. Apoi timpul de întârziere este determinat de formula:

Cu toate acestea, în practică, sensibilitatea metodei la forma potențialului halo al galaxiei este semnificativă. Astfel, valoarea măsurată a lui H 0 pentru galaxia SBS 1520+530, în funcție de model, variază de la 46 la 72 km/(s Mpc) [10] .

Pentru giganții roșii

Cele mai strălucitoare giganți roșii au aceeași magnitudine stelară absolută −3,0 m ±0,2 m [11] , ceea ce înseamnă că sunt potrivite pentru rolul lumânărilor standard. Din punct de vedere observațional, acest efect a fost descoperit pentru prima dată de Sandage în 1971. Se presupune că aceste stele sunt fie în vârful primei ascensiuni a ramurii gigantice roșii a stelelor de masă mică (mai puțin decât solară), fie se află pe ramura gigant asimptotică.

Principalul avantaj al metodei este că giganții roșii sunt departe de regiunile de formare a stelelor și de concentrații mari de praf, ceea ce facilitează foarte mult calculul dispariției. Luminozitatea lor depinde, de asemenea, extrem de slab de metalitatea atât a stelelor înseși, cât și a mediului lor. Principala problemă a acestei metode este selecția giganților roșii din observațiile compoziției stelare a galaxiei. Există două moduri de a o rezolva [11] :

unde a  este un coeficient apropiat de 0,3, m  este magnitudinea observată. Problema principală este divergența în unele cazuri a seriei rezultate din operarea metodei maximă probabilitate [11] .

Conform efectului Sunyaev-Zel'dovich

Schimbarea intensității emisiei radio a fundalului relicte datorită efectului Compton invers asupra electronilor fierbinți ai gazului interstelar și intergalactic se numește efect Sunyaev-Zeldovich . Efectul este numit după oamenii de știință R. A. Sunyaev și Ya. B. Zeldovich [12] [13] care l-au prezis în 1969 . Folosind efectul Sunyaev-Zeldovich, se poate măsura diametrul unui grup de galaxii , datorită căruia grupurile de galaxii pot fi folosite ca o riglă standard atunci când se construiește o scară de distanțe în Univers. În practică, efectul a început să fie înregistrat din 1978. În prezent, datele pentru compilarea cataloagelor clusterelor de galaxii se referă la date din spațiu ( Planck ) și observatoare terestre (South Pole Telescope, Sunyaev-Zel'dovich Array) obținute pe baza efectului Sunyaev-Zel'dovich.

Conform dependenței Tully-Fisher

vezi dependența Tully-Fisher

Pentru galaxiile cu nucleu activ

vezi Galaxia nucleului activ

De masers

vezi maser

După luminozitatea suprafeței

Note

  1. ↑ 1 2 3 4 5 A. S. Rastorguev. Scara distanțelor în univers . Astronet .
  2. ↑ P. N. Kholopov. Descoperirea clusterelor în mișcare // Ciorchine de stele. — M .: Nauka, 1981.
  3. ↑ Giancarlo Pace, Luca Pasquini, Sergio Ortolani. Efectul Wilson-Bappu: un instrument pentru determinarea distanțelor stelare // Astronomie și astrofizică. — Vol. 401.-P. 997-1007. - doi : 10.1051/0004-6361:20030163 . - arXiv : astro-ph/0301637 .
  4. ↑ Steven Weinberg. Cosmologie . - M. : URSS, 2013. - S.  68 -81. — 608 p. - ISBN 978-5-453-00040-1 .
  5. ↑ Schmidt Brian P., Suntzeff Nicholas B., Phillips. MM și colab. Căutarea supernovei High-Z: Măsurarea decelerației cosmice și a curburei globale a universului folosind supernove de tip IA . — The Astrophysical Journal, 1998.
  6. ↑ Clocchiatti Alejandro, Schmidt Brian P., Filippenko Alexei V. Telescopul spațial Hubble și observațiile terestre ale supernovelor de tip Ia la Redshift 0.5: Implicații cosmologice . — The Astrophysical Journal, 2006.
  7. ↑ K. Nakamura și colab.,. Cosmologie Big-Bang: Pg. opt.
  8. ↑ Yijung Kang, Young-Wook Lee, Young-Lo Kim, Chul Chung, Chang Hee Ree. Galaxii gazdă de tip timpuriu ale supernovelor de tip Ia. II. Dovezi pentru evoluția luminozității în cosmologia supernovelor  // The Astrophysical Journal. — 20.01.2020. - T. 889 , nr. 1 . - S. 8 . — ISSN 1538-4357 . doi : 10.3847 /1538-4357/ab5afc .
  9. ↑ 1 2 Oguri Masamune, Taruya Atsushi, Suto Yasushi, Turner Edwin L. Strong Gravitational Lensing Time Delay Statistics and the Density Profile of Dark Halos . — The Astrophysical Journal, 2002.
  10. ↑ Tammann, G.A.; Sandage, A.; Reindl, B. Câmpul de expansiune: valoarea lui H 0 . — The Astronomy and Astrophysics Review, 2008.
  11. ↑ 1 2 3 Articol cu ​​o mini-recenzie pe tema:
    • Makarov, Dmitri; Makarova, Lidia; Rizzi, Luca etc. Vârful Uriașului Roșu Distanțe. I. Optimizarea unui algoritm de maximă probabilitate. - The Astronomical Journal, 2006. - .
    Adăugări private:
    • Sakai Shoko, Madore Barry F., Freedman Wendy L. Vârful Ramurii Gigantului Roșu Distanțe până la galaxii. III. Sextanii Galaxy Pitici. - Revista Astrofizică, 1996. - Cod biblic .
    • Lee Myung Gyoon, Freedman Wendy L., Madore Barry F. Vârful Ramurii Gigantului Roșu ca indicator de distanță pentru galaxiile rezolvate. - Jurnal Astrofizic, 1993. - Cod biblic .
  12. ↑ R. A. Sunyaev, Ya. B. Zeldovich: Fluctuațiile la scară mică ale radiației relicve. Astrophysics and Space Science, 7 (1970) 3-19, doi:10.1007/BF00653471.
  13. ↑ R. A. Sunyaev, Ya. B. Zeldovich: Radiația de fond cu microunde ca o sondă a structurii și istoriei contemporane a universului. Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 18 (1980) 537-560, doi:10.1146/annurev.aa.18.090180.002541.

Literatură

Link -uri

  Accesați articolul Wikidata  Dicționare și enciclopedii
În cataloagele bibliografice