Шкала расстояний в астрономии

Шкала расстояний в астрономии — комплексное название проблем, связанных с измерением расстояний в астрономии. Точное измерение положения звёзд является частью астрометрии.

Многие астрономические объекты, используемые для построения шкалы расстояний, принадлежат к тому или иному классу с известной светимостью. Такие объекты называют стандартными свечами. Измерив их видимую яркость и зная светимость, можно посчитать расстояние до них, основываясь на законе обратных квадратов.

Это пустой раздел, который еще не написан. Здесь может располагаться отдельный раздел. Помогите Википедии, написав его. (30 сентября 2016)

Параллакс — это угол, возникающий благодаря проекции источника на небесную сферу. Различают два вида параллакса: годичный и групповой^[1].

Годичный параллакс — угол, под которым был бы виден средний радиус земной орбиты из центра масс звезды. Из-за движения Земли по орбите видимое положение любой звезды на небесной сфере постоянно сдвигается — звезда описывает эллипс, большая полуось которого оказывается равной годичному параллаксу. По известному параллаксу из законов евклидовой геометрии расстояние от центра земной орбиты до звезды можно найти как^[1]:

${\displaystyle D={\frac {2R}{2\sin \alpha /2}}\approx {\frac {2R}{\alpha }}}$,

где D — искомое расстояние, R — радиус земной орбиты, а приближённое равенство записано для малого угла (в радианах). Данная формула хорошо демонстрирует основную трудность этого метода: с увеличением расстояния значение параллакса убывает по гиперболе, и поэтому измерение расстояний до далёких звёзд сопряжено со значительными техническими трудностями.

Суть группового параллакса состоит в следующем: если некое звёздное скопление имеет заметную скорость относительно Земли, то по законам проекции видимые направления движения его членов будут сходиться в одной точке, называемой радиантом скопления. Положение радианта определяется из собственных движений звёзд и смещения их спектральных линий, возникшего из-за эффекта Доплера. Тогда расстояние до скопления находится из следующего соотношения^[2]:

${\displaystyle D={\frac {V_{r}\mathrm {tg} (\lambda )}{4.738\mu }},}$

где μ и V_r — соответственно угловая (в

Оба типа звёзд являются переменными, но если цефеиды — недавно образовавшиеся объекты, то звёзды типа RR Лиры сошли с главной последовательности — гиганты спектральных классов A—F, расположенные в основном на горизонтальной ветви диаграммы «цвет-величина» для шаровых скоплений. Однако способы их использования как стандартных свеч различны:

• Для цефеид существует хорошая зависимость «период пульсации — абсолютная звёздная величина». Скорее всего, это связано с тем, что массы цефеид различны.
• Для звёзд RR Лиры средняя абсолютная звёздная величина примерно одинакова и составляет ${\displaystyle M_{RR}\approx 0.78^{m}}$^[1].

Определение данным методом расстояний сопряжено с рядом трудностей:

1. Необходимо выделить отдельные звёзды. В пределах Млечного Пути это не составляет особого труда, но чем больше расстояние, тем меньше угол, разделяющий звёзды.
2. Необходимо учитывать поглощение света пылью и неоднородность её распределения в пространстве.

Кроме того, для цефеид остаётся серьёзной проблемой точное определение нуль-пункта зависимости «период пульсации — светимость». На протяжении XX века его значение постоянно менялось, а значит, менялась и оценка расстояния, получаемая подобным способом. Светимость звёзд типа RR Лиры, хотя и почти постоянна, но всё же зависит от концентрации тяжёлых элементов.

см. Новая звезда#Новые как индикаторы расстояния

Этот раздел нужно дополнить. Пожалуйста, улучшите и дополните раздел. (22 марта 2023)

Эффект Вилсона — Баппу — наблюдательная зависимость между абсолютной

Обычно, помимо общих для всех фотометрических методов, к недостаткам и открытым проблемам данного метода относят^[4]:

1. Проблема К-поправки. Суть этой проблемы состоит в том, что измеряется не
   болометрическая
   интенсивность (интегрированная по всему спектру), а в определённом спектральном диапазоне приёмника. Это значит, что для источников, имеющие разные красные смещения, измеряется интенсивность в разных спектральных диапазонах. Для учёта этого различия вводится особая поправка, называемая К-поправка.
2. Форма кривой зависимости расстояния от красного смещения измеряется разными обсерваториями на разных инструментах, что порождает проблемы с калибровками потоков и т. п.
3. Раньше считалось, что все сверхновые Ia — это взрывающиеся белые карлики в тесной двойной системе, где второй компонент — это красный гигант. Однако появились свидетельства, что по крайне мере часть из них могут возникать в ходе слияния двух белых карликов, а значит этот подкласс уже не походит для использования в качестве стандартной свечи.
4. Зависимость светимости сверхновой от химического состава звезды-предшественницы.

Именно благодаря вспышкам

В 2020 году группа корейских исследователей показала, что с очень высокой вероятностью светимость этого типа сверхновых коррелирует с химическим составом и возрастом звёздных систем — а следовательно, применение их для определения межгалактических расстояний, в том числе для определения скорости расширения Вселенной, может давать ошибку[8].

Проходя около

Если в качестве характерного масштаба для координат изображения ξ и источника η (см. рисунок) в соответствующих плоскостях взять ξ₀=D_l и η₀=ξ₀D_s/D_l (где D — угловое расстояние), тогда можно записывать временно́е запаздывание между изображениями номер i и j следующим образом[9]:

${\displaystyle \Delta t={\frac {1}{c}}{\frac {D_{s}D_{l}}{D_{ls}}}(1+z_{l})\left|{\frac {1}{2}}((x_{j}-y)^{2}-(x_{i}-y)^{2})+\psi (x_{i},y)-\psi (x_{j},y)\right|}$

где x=ξ/ξ₀ и y=η/η₀ — угловые положения источника и изображения соответственно, с — скорость света, z_l — красное смещение линзы, а ψ — потенциал отклонения, зависящий от выбора модели. Считается, что в большинстве случаев реальный потенциал линзы хорошо аппроксимируется моделью, в которой вещество распределено радиально симметрично, а потенциал превращается в бесконечность. Тогда время задержки определяется по формуле:

${\displaystyle \Delta t={\frac {1}{c}}{\frac {D_{s}D_{l}}{D_{ls}}}(1+z_{l})\left|x_{i}-x_{j}\right|.}$

Однако на практике чувствительность метода к виду потенциала гало галактики существенна. Так, измеренное значение H₀ по галактике SBS 1520+530 в зависимости от модели колеблется от 46 до 72 км/(с·Мпк)^[10].

Ярчайшие

Основным достоинством метода является то, что красные гиганты удалены от областей звёздообразования и повышенной концентрации пыли, что сильно облегчает учёт поглощения. Их светимость также крайне слабо зависит от металличности как самих звёзд, так и окружающей их среды. Основная проблема данного метода — выделение красных гигантов из наблюдений звёздного состава галактики. Существует два пути её решения^[11]:

• Классический — метод выделения края изображений. При этом обычно применяют
  точка поворота
  . Иногда вместо собелевского фильтра в качестве аппроксимирующей функции берут гауссиану, а функция выделения края зависит от фотометрических ошибок наблюдений. Однако по мере ослабления звезды растут и ошибки метода. В итоге предельно измеряемый блеск на две звёздных величины хуже, чем позволяет аппаратура.
• Второй путь — построение функции светимости методом максимального правдоподобия. Данный способ основывается на том, что функция светимости ветви красных гигантов хорошо аппроксимируется степенной функцией:

  ${\displaystyle \xi (m)\propto 10^{am},}$

где a — коэффициент, близкий к 0,3, m — наблюдаемая звёздная величина. Основная проблема — расходимость в некоторых случаях рядов, возникающих в результате работы метода максимального правдоподобия^[11].

Изменение

см. Зависимость Талли — Фишера

Этот раздел нужно дополнить. Пожалуйста, улучшите и дополните раздел. (30 сентября 2016)

см. Галактика с активным ядром

Этот раздел нужно дополнить. Пожалуйста, улучшите и дополните раздел. (30 сентября 2016)

см. Космический мазер

Этот раздел нужно дополнить. Пожалуйста, улучшите и дополните раздел. (30 сентября 2016)

см. Поверхностная яркость

Этот раздел нужно дополнить. Пожалуйста, улучшите и дополните раздел. (30 сентября 2016)

• Псковский Ю. П. Расстояния до космических объектов (методы определения) // Физика космоса (маленькая энциклопедия) / под редакцией Р. А. Сюняева. — 2-е изд. — М.: Советская энциклопедия, 1986. — С. 569—573.
• Трифонов Е. Д. Как измерили Солнечную систему (рус.) // Природа. — Наука, 2008. — № 7. — С. 18—24.
• Carroll, Bradley W.; Ostlie, Dale A. An Introduction to Modern Astrophysics. — Harlow, United Kingdom: Pearson Education Limited^[англ.], 2014. — ISBN 978-1-292-02293-2.
• Measuring the Universe The Cosmological Distance Ladder, Stephen Webb, copyright 2001.
• Pasachoff, J.M.^[англ.]; Filippenko, A.^[англ.]. The Cosmos: Astronomy in the New Millennium (англ.). — 4th. — Cambridge: Cambridge University Press, 2013. — ISBN 978-1-107-68756-1.
• The Astrophysical Journal, The Globular Cluster Luminosity Function as a Distance Indicator: Dynamical Effects, Ostriker and Gnedin, May 5, 1997.
• An Introduction to Distance Measurement in Astronomy, Richard de Grijs, Chichester: John Wiley & Sons, 2011, ISBN 978-0-470-51180-0.

• Вибе Д. Лестница в бесконечность  (рус.). vokrugsveta.ru.
• Дроздовский И. Методы определения расстояний до галактик  (неопр.). nature.web.ru. Дата обращения: 3 октября 2009. Архивировано из оригинала 19 января 2012 года.
• Расторгуев А. С. Шкала расстояний во Вселенной  (рус.). Астронет.
• Ястржембский И. А. Расстояний шкала (Физическая энциклопедия)  (неопр.). femto.com.ua.