Шкала расстояний в астрономии

Материал из свободной русской энциклопедии «Традиция»
Перейти к: навигация, поиск

Введение[править]

Шкала расстояний в астрономии — комплексное название проблем, связанных с измерением расстояний в астрономии.

Построение шкалы[править]

Метод тригонометрических параллаксов[править]

Схема возникновения годичного параллакса

Годичный параллакс — угол, под которым виден средний радиус Земной орбиты из центра масс звезды. Существование годичного параллакса обусловлено только законами геометрии и более ничем, таким образом данный метод сродни прикладыванию линейки и является моделенезависимым. Из тех же законов геометрии искомое расстояние до звезды равно:

\(L=\frac{D}{2{ \href {//traditio.wiki/%D0%A1%D0%B8%D0%BD%D1%83%D1%81}{ \texttip { \sin}{ Синус }}} \alpha/2}\)

Однако на практике никто так не считает, т.к. параллакс - малый угол. А для малых углов sinα = α. И итоговая формула, которую и используют на практике:

\(L=\frac{D}{\alpha}\)

- где угол α выражен в радианах. Значение параллакса уменьшается с ростом расстояния до звезды, резко ограничивая область применения метода.

Метод определения расстояния по цефеидам и звездам типа RR лиры[править]

Цефеиды и звезды типа RR Лиры - переменные объекты, но если цефеиды молодые объекты, то вторые - звезды уже сошедшие с главной последовательности гиганты спектральных классов A-F. Характерной их особенностью является зависимость "Период пульсация - Абсолютная звездная величина".

Основных проблем данного метода две:

  • невысокая светимость самих объектов. Т.е. крайне трудно в далекой галактике найти цефеиду;
  • необходимо учитывать поглощение света пылью, как при калибровке зависимостей, так и при самих измерениях расстояний.

Метод определения расстояния по сверхновым типа Ia[править]

Сверхновые типа Ia — это взрыв белого карлика в тесной двойной системе. Основываясь на расстоянии, полученном на основе измерения по цефеидам, было установлено, что все сверхновые данного типа в максимуме имеет примерно одинаковую светимость.

Физическая схема явления проста: аккрецирующее вещество со звезды-компаньона скапливается в значительном количестве на поверхности белого карлика. В какой-то момент давление вырожденного газа более не способно выдерживать вес скопившегося вещества, происходит коллапс. Масса белого карлика на тот момент известна и равна пределу Чандрасекара. Именно данный факт, по мнению теоретиков, является причиной одинаковой светимости в максимуме.

Тогда, если застать вспышку в максимуме блеска, то можно определить расстояние до сверхновой, а по линиям в спектре определить красное смещение. Следуя подобным путем, в 1998 году две группы наблюдателей открыли ускоряющееся расширение Вселенной.

Метод определения расстояния по гравитационным линзам[править]

Проходя около массивного тела, луч света отклоняется. Таким образом массивное тело способно собирать параллельный пучок света в некотором фокусе, строя изображение, причем их может быть несколько. Время запаздывания между изображениями, в большинстве случаев, в первом приближении равно tdel = d / c, где d — расстояние между изображениями, а с — скорость света.

Зная угловое расстояние между изображениями и применяя законы геометрии, можно вычислить расстояние до линзы. Однако минус этого метода в том, что априори неизвестны гравитационный потенциал линзы и его структура. Связанная с этим ошибка может быть значительна для точных измерений.

Связь проблемы шкалы расстояний с ключевыми проблемами астрофизики[править]

История[править]

Страница: 0

en Cosmic distance ladder

Примечания[править]

См. также[править]

Ссылки[править]

Литература[править]

Для статьи[править]