КУРС ЗАГАЛЬНОЇ АСТРОНОМІЇ - С. М. АНДРІЄВСЬКИЙ 2007

Частина VII

ОСНОВИ ГАЛАКТИЧНОЇ І ПОЗАГАЛАКТИЧНОЇ АСТРОНОМІЇ

Розділ 20

ПОЗАГАЛАКТИЧНА АСТРОНОМІЯ

20.2. Відстані до галактик

Питання про відстані до галактик — одне з найважливіших в астрономії. Неточність у їх визначенні призводить до істотних помилок в оцінці мас і світностей та інших характеристик цих об'єктів. Методи встановлення відстаней до галактик поділяють на абсолютні і відносні. Серед абсолютних найважливішими є такі.

Метод Бааде — Весселінка. Як відомо, світність зорі можна обчислити за формулою:

image36

Оскільки ж світність однозначно визначає болометричну абсолютну зоряну величину, то з (20.2) знаходимо:

image35

Знаючи зі спостережень видиму величину зорі, можна за її абсолютною зоряною величиною згідно з (18.2), визначити відстань до неї, а, отже, і до зоряної системи (галактики, наприклад), в якій ця зоря перебуває.

Отже, для знаходження Mbol потрібно знати ефективну температуру зорі та її радіус. Однак, якщо значення Теф досить надійно встановлюють на підставі фотометричних і спектральних характеристик, то безпосередньо оцінити радіус далекої зорі дуже важко. У першій половині XX століття В. Бааде і А. Весселінк для подолання цієї проблеми запропонували метод, що базується на спостереженні радіально пульсуючих зір. Суть методу полягає у визначенні величини зміни радіуса пульсуючої зорі шляхом чисельного інтегрування кривої її променевої швидкості на інтервалі часу від моменту t1 до t2:

image37

Множникp виникає внаслідок того, що вимірювана спостерігачем променева швидкість пульсуючої зорі V завжди є недооціненою. Дійсно, У визначається за ефектом Доплера за зміщенням спектральних ліній відносно системи лабораторних довжин хвиль. Тим часом у формуванні кожної спектральної лінії бере участь уся поверхня зорі, яка звернена до спостерігача, тому свій внесок у розподіл потоку в межах певної лінії (тобто, у профіль лінії) дають ділянки поверхні, для яких проекція реальної швидкості розширення або стискування зоряної атмосфери на промінь зору є різною. Природно, що для спостерігача кут між вектором швидкості пульсуючої атмосфери і променем зору є більшим для тих ділянок поверхні, які знаходяться далі від центра диска зорі. Таким чином, ті деталі профілю спектральної лінії, що тут утворюються будуть мати значно менші зміщення відносно лабораторної системи. Для корегування цього ефекту і вводять у рівняння (20.4) вищезгаданний множник, для якого теоретичний аналіз дає значення p = 24/17.

Якщо в момент t1 зоря мала радіус r1 то в момент t2 її радіус буде становити гг + Δ12. Відповідно зміна абсолютної зоряної величини за цей час становить:

image40

З іншого боку, Mbol2 — Mbol χ дорівнює різниці двох значень видимої зоряної величини у моменти часу t1 і t2: mbol 2 — mbol р яку визначають зі спостережень. Відношенняimage38можна знайти за показниками кольору. Для цього використовують криву зміни кольору зорі, наприклад, в UBV системі Джонсона. Тодіimage39і з (20.5) можна знайти єдину невідому величину — радіус зорі в момент t1.

В окремому випадку, коли в моменти t1 і t2 значення показника кольору співпадають, маємо:

image41

Визначені описаним методом радіуси, а звідси — світності пульсуючих зір типу δ Цефея і RR Ліри з сусідніх галактик дозволяють отримати оцінку відстані до них. Оскільки абсолютні зоряні величини цефеїд сягають —6m, то їх вдається виявити в досить віддалених від нас галактиках.

Ефект Сюняєва — Зельдовича. Ще один потужний абсолютний метод визначення відстаней до віддалених зоряних систем базується на явищі, обгрунтованому Р. Сюняєвим і Я. Зельдовичем у 1969 р. Відомо, що мікрохвильове фонове випромінювання має ізотропний розподіл і є дуже однорідним (див. розділ 22). Це свідчить про те, що, починаючи з певного моменту еволюції Всесвіту кванти цього випромінювання майже не взаємодіяли зі звичайною речовиною. Однак, мала частина квантів все ж таки могла взаємодіяти з електронами в гарячому газі, який заповнює міжгалактичний простір у скупченнях галактик. Це могло відбутися в ранню епоху еволюції Всесвіту, і наслідком такої взаємодії повинно бути зростання енергії квантів мікрохвильового випромінювання при їх комптонівському розсіянні на енергійних електронах. Результатом буде викривлена форма спостережуваного спектрального розподілу квантів мікрохвильового випромінювання — поява надлишку квантів більших частот і відповідний дефіцит квантів менших енергій. Така специфічна форма розподілу справді реєструється у напрямі багатих скупчень галактик і носить назву ефекту Сюняєва — Зельдовича. Величина викривлення форми розподілу залежить від концентрації електронів, на яких відбувається розсіювання, і це дає можливість за формою спектрального розподілу фонового випромінювання оцінити електронну концентрацію у міжгалактичному просторі у скупченнях.

З іншого боку, міжгалактична плазма є джерелом гальмівного випромінювання вільними електронами рентгенівських квантів при їх взаємодії з протонами плазми. Для земного спостерігача реєстрований приладами потік рентгенівських квантів від скупчення галактик залежить від електронної концентрації і температури плазми, а також від відстані до скупчення. Температуру електронного газу можна знайти за характеристиками розподілу рентгенівського випромінювання, яке ним генерується, а електронна концентрація визначається за ефектом Сюняєва — Зельдовича. Таким чином, залишається єдина невідома величина — відстань до досліджуваного скупчення галактик, і вона якраз і може бути надійно встановлена за допомогою цього методу.

Метод найяскравіших зон H II. Спостереження близьких галактик показали, що найяскравіші зони H II в них мають приблизно однакові лінійні розміри — близько 200 пк. Тому вимірювання кутових діаметрів найяскравіших зон H II у далеких галактиках дає змогу визначити відстані до них.

Інші абсолютні методи. В останні роки активно розвивають методи визначення відстаней до далеких об'єктів спостережуваної частини Всесвіту, які грунтуються на вимірюванні величини затримки приходу сигналу від протяжних джерел, що дозволяє оцінити їх лінійний розмір, а при наявності їх кутових розмірів — і відстані до них. Так, зокрема, було оцінено відстань до Наднової 1987А з Великої Магелланової Хмари. Ця Наднова зоря зараз оточена кільцем сильно іонізованого газу, яке розширюється і є нахиленим під деяким кутом до променя зору. Радіус кільця був легко визначений за величиною затримки у реєстрації моментів появи в спектрі самого кільця емісійних ліній, що утворюються відповідно на його близькому і віддаленому від спостерігача боці. Результат був такий: R = 0,42 пк ± 0,03 пк. Оскільки кутові розміри кільця θ = 1,66"±0,33", то це дає відстань до наднової 52 кпк ± 3 кпк.

Відстані до далеких квазарів (див. підрозділ 20.6) можна отримати, якщо оцінити інтервал часу між реєстраціями появи зображень досліджуваного квазара, зміщених одне від одного на певну кутову відстань за рахунок ефекту гравітаційної лінзи (викривлення шляху світла від квазара, обумовлене наявністю значної маси, наприклад галактики, на промені зору, який поєднує спостерігача і квазар).

Відносні методи визначення відстаней потребують попереднього калібрування і деяких припущень. Серед цих методів виділяються наступні.

Метод стандартних «свічок». Річ ясна, для оцінки відстаней можна застосовувати будь-які об'єкти окремого типу, за виконанням двох умов:

1) якщо всі вони мають близькі значення світності (абсолютної величини),

2) якщо типова для цих об'єктів світність є достатньо великою. Якраз ця друга умова гарантує вимірювання відстаней у позагалактичних масштабах, тоді як перша — надійність отриманих результатів. Такі об'єкти прийнято називати стандартними «свічками». Справді, якщо для певного типу об'єктів середнє значення абсолютної болометричної зоряної величини M bol є досить близьким до індивідуальних значень Mbol, то можна сподіватися, що невизначеність у відстані, яку можна оцінити за формулою (18.2), де замість індивідуального значення абсолютної зоряної величини спостережуваного об'єкту прийнято її середнє значення для об'єктів цього типу, буде невеликою. Така стандартизація є допустимою, наприклад, для зір типу RR Ліри, оскільки усі зорі цього типу мають практично однакові значення болометричної абсолютної зоряної величини Mbol ≈ +0,5т . Воно відповідає не дуже великій світності, тому за допомогою спостережень зір цього типу отримують відстані лише до найближчих зоряних систем.

Як і зорі типу RR Ліри, кулясті скупчення теж являють собою досить однорідну групу. Більшість із них мають абсолютні зоряні величини близькі до —7,4m. Існує лише одна проблема: кулясті скупчення важко виявити в далеких спіральних галактиках, поверхнева яскравість яких має дуже нерівномірний розподіл внаслідок існування в їхніх дисках значної кількості світлих туманностей і темних газопилових хмар. Але кулясті скупчення добре видно навіть у далеких еліптичних галактиках.

Стандартними «свічками» вважають також молоді планетарні туманності. Вони зустрічаються в галактиках різних типів і мають типову абсолютну зоряну величину —4,6m.

Протягом року в кожній з найближчих галактик можна зареєструвати декілька десятків спалахів Нових зір. Дослідження дало змогу зробити висновок, що абсолютні величини цих зір є в межах від —4,8m до —8,9m, а їхня світність у максимумі блиску тим більша, чим швидше спадає блиск після максимуму. Якщо t2 — час у добах, за який блиск Нової зорі після досягнення максимуму блиску зменшується на 2m, то значення абсолютної зоряної величини у максимумі блиску:

image42

Знаючи видиму зоряну величину Нової зорі mmax у максимумі блиску і час t2, неважко обчислити модуль відстані mmax — Mmax і, отже, відстань до галактики. Помилки цього методу, передусім, зумовлені труднощами у визначенні моменту, коли Нова досягла найбільшого блиску.

Найпотужнішими стандартними «свічками», які можна спостерігати на відстанях у мільярди пк, є Наднові Іа типу. Феномен Наднової цього типу є наслідком термоядерного вибуху виродженого вуглецево-кисневого ядра у зір помірної маси на завершальному етапі їх еволюції, і тому Наднові Іа типу мають практично однакові параметри. їх стандартизована абсолютна зоряна величина у максимумі блиску MV = —19,52m ± 0,07m. Достатньо мала невизначеність цієї характеристики свідчить про те, що відстані, оцінені за допомогою Наднових І типу, досить надійні.

Відстані до далеких галактик обчислюють також за їхнім виглядом і їх кутовими розмірами. Невідомою величиною тут є лінійний розмір зоряної системи. Однак у цьому випадку вважають, що далека галактика конкретного типу, відстань до якої треба знайти, має такі ж лінійні розміри, як і близька галактика того ж самого типу, відстань до якої знайдена описаними вище методами.

Для спіральних галактик було встановлено, що кінематичні характеристики диска корелюють з повною світністю системи. Так наприклад, у 1970 році була відкрита залежність між величиною швидкості обертання речовини диска спіральної галактики і її абсолютною зоряною величиною (залежність Туллі — Фішера). Виявилось, що в галактик більшої світності швидкість обертання теж більша. Таким чином, залежність Туллі — Фішера дає можливість оцінити відстань до далекої галактики шляхом визначення швидкості обертання газу в площині її диска, яку, в свою чергу, можна знайти за доплерівським розширенням і зміщенням емісійної радіолінії нейтрального водню на довжині хвилі 21 см. Для оцінки відстані до еліптичних галактик використовують залежність Фабера-Джексона: в якості параметра приймають дисперсію швидкості в центральній частині галактики.






Відвідайте наш новий сайт - Матеріали для Нової української школи - планування, розробки уроків, дидактичні та методичні матеріали, підручники та зошити

Віртуальна читальня освітніх матеріалів для студентів, вчителів, учнів та батьків.

Наш сайт не претендує на авторство розміщених матеріалів. Ми тільки конвертуємо у зручний формат матеріали з мережі Інтернет які знаходяться у відкритому доступі та надіслані нашими відвідувачами.

Всі матеріали на сайті доступні за ліцензією Creative Commons Attribution-Sharealike 3.0 Unported CC BY-SA 3.0 та GNU Free Documentation License (GFDL)

Якщо ви являєтесь володарем авторського права на будь-який розміщений у нас матеріал і маєте намір видалити його зверніться для узгодження до адміністратора сайту.

Дозволяється копіювати матеріали з обов'язковим гіпертекстовим посиланням на сайт, будьте вдячними ми приклали багато зусиль щоб привести інформацію у зручний вигляд.

© 2007-2019 Всі права на дизайн сайту належать С.Є.А.