19.2 Metode pentru determinarea distanțelor față de galaxii
Unele metode pentru determinarea distanțelor față de galaxii au fost deja menționate în prelegerile anterioare. Aceasta este metoda de diametre. a jucat un rol important în stabilirea legii Hubble de recesiune de galaxii, și metoda de cele mai stralucitoare stele - cea mai strălucitoare roșu gigant aproape de galaxii eliptice și supergigantii albastru și roșu spirală galaxii. Dar cel mai important este metoda bazată pe utilizarea perioadei luminozitate clasică Cepheids, care este utilizat pentru a determina distanța până la cea mai apropiată spirală și galaxii neregulate și este baza pentru determinarea distanțelor în universul din apropiere, așa cum a fost observarea cefeidelor dependență calibrată radial de viteză distanță (Legea lui Hubble). Cepheidii rămân în prezent cei mai exacți indicatori ai distanțelor (eroarea metodei este de 10-20%) la intervalul până la # 8776 10 Mpc (pentru comparație, distanța până la nebuloasa Andromeda M31 este de aproximativ 700 kpc).
Aproximativ în același interval (dar cu o eroare de până la 50%), indicatorul de distanță pentru spirale și galaxii neregulate, adică galaxii cu o cantitate mare de gaz, poate fi nori de hidrogen ionizat. Faptul este că diametrul celei mai mari regiuni de HII din galaxie depinde de magnitudinea stelară absolută a acestei galaxii. Pentru a determina distanțele față de cele mai apropiate galaxii eliptice, se folosesc luminozitățile stelelor variabile ale tipului RR Lyra. Să ne reamintim, de asemenea, utilizarea funcției de luminozitate integrală a clusterelor globulare pentru a determina distanțele față de galaxii, care a fost discutată într-o prelegere asupra clusterelor globulare. Limitați distanțele de ordinul a 50 Mpc disponibile metodei, cu o eroare de 25-50%. Supernovele sunt, de asemenea, folosite pentru a estima distanțele, deoarece, la maximul strălucirii, supernovele de tip Ia, de exemplu, au practic aceleași magnitudine absolute stelare. În telescoapele terestre, ele pot fi imprimate la o distanță de jumătate din mărimea universului, iar telescopul spațial - la o distanță și mai mare. O eroare tipică a metodei în determinarea distanțelor față de galaxii este de 25-50%. Datele despre supernovele de tip Ia, strălucitoare în galaxii foarte îndepărtate, indică faptul că în urmă cu aproximativ 5 miliarde de ani, încetinirea expansiunii universului a fost înlocuită de accelerarea sa.
Din nefericire, supernoveele se aprind în galaxii rar și într-o manieră imprevizibilă, astfel încât s-au dezvoltat și alte abordări pentru galaxiile îndepărtate. În special, două metode sunt foarte promițătoare, care necesită respectarea vitezelor radiale ale stelelor și ale materiei interstelare în interiorul galaxiilor. Prima, cunoscută sub numele de metoda Tally-Fisher. se bazează pe utilizarea relației empirice din 1977 între luminozitățile galaxiilor de tip târziu și lățimea liniilor de 21 cm (adică vitezele de rotație ale galaxiilor) găsite de aceștia în 1977. Măsurătorile moderne duc la relația: L # 8733 Vmax 3.4. Metoda este convenabilă pentru efectuarea de studii statistice în masă în grupuri îndepărtate de galaxii. Pentru galaxii de tip timpurie distantele pot fi găsite în baza Faber detectate și Jackson în 1976. Corelația dintre luminozitatea galaxiilor eliptice normale și dispersia vitezei stelelor - o lege de putere L # 8733 # 963V 4. Metoda poate aduce cel mai mare beneficiu dacă îl folosiți pentru a măsura distanțele relative dintre galaxii. Aceste metode sunt mai precise decât metoda diametrului, dar erorile din acestea pot ajunge la 50%. Ambele metode se bazează, după cum vedem, pe dependența, destul de așteptată din teorema viriului: cu cât galaxia este mai grea, cu atât sunt mai mari vitezele stelelor și norii de gaze din ea. Cu toate acestea, existența ambelor dependențe empirice sugerează că rapoartele materiei vizibile și întunecate din galaxiile tipurilor corespondente sunt aceleași, care nu au fost încă fundamentate teoretic.
Acum ne îndreptăm spre determinarea distanțelor față de cele mai îndepărtate obiecte, la care nu se aplică metodele menționate mai sus. Introducem așa-numitul redshift.
O formulă mai precisă pentru relația dintre z și vr. spre deosebire de cele de mai sus, care este valabil pentru micul z, are forma:
Această formulă este utilizată în majoritatea cazurilor pentru a determina viteza radială, deoarece valoarea observată a z pentru cele mai îndepărtate obiecte extragalactice observate ajunge la 3,5.
În general, modulele de distanțe față de galaxiile individuale sunt determinate cu erori de aproximativ 1 m.
Trimiteți-le prietenilor: