Care este „scara de la distanță“
Poziția sistemului solar din galaxie, galaxii, dimensiunile, distanțele până la ele - acestea sunt importante întrebări pe care astronomii încearcă să obțină un răspuns de mai multe decenii. Complexul acestor probleme sunt, de obicei combinate cu termenul „problema scara distanțelor.“ Pentru a fi în măsură să determine distanța de încredere în lumea obiectelor spațiale este necesară în virtutea faptului că cunoștințele lor face posibilă construirea unui model al structurii galaxiei, galaxii, clustere, și chiar structura părții observabilă a universului. Este evident că pe scara acceptată distanțele depind și de masa sistemelor de rating stele, deoarece masa și dimensiunea liniară determinată în mod unic Galaxy viteză de rotație sau de magnitudine viteza de stele care populează roi de stele (definit formula în care G - constanta gravitațională, M - masa sistemului stele, și k -. debit constant de aproximativ 1, în funcție de geometriile de distribuție în masă în sistem) nu toate, cu toate acestea, își dau seama că problema scalei distanța este mult mai frecvent și în mod direct atinge parametri fundamentali cosmologici precum magnitudinea H constanta Hubble (care caracterizează rata de expansiune și un coeficient de proporționalitate între rata de îndepărtare a galaxiilor și distanța, V ≈ H × R. unde R - distanța). vârsta universului și reprezentanții populației de vârstă de galaxii, mai ales clustere globulare stele. Poate părea surprinzător faptul că, în ciuda progresului cercetării astronomice, noi încă nu știm cu suficientă precizie scara la distanță a universului.
Desigur, noțiunea de precizie rezonabilă în orice moment, erau proprii lor. Acestea sunt determinate de amploarea sarcinilor. Deci, în urmă cu mai mult de 400 de ani, Nikolay Kopernik a concluzionat că stelele sunt situate cel puțin 1.000 de ori mai departe de noi decât soarele. Acum știm că a făcut o greșeală în estimările lor cel puțin 200 de ori. A fost una dintre primele încercări curajoase de a corela distantele interstelare cu scara terestra de obicei. Mult mai târziu, în prima treime a secolului XX, astronomii au avut suficient pentru a afla cum de a determina distantele extragalactice la cel mai apropiat ordin de mărime, pentru a dovedi că așa-numitele nebuloase spirale sunt galaxii similare, cum ar fi ale noastre. În ceea ce privește distanțele interstelare, cel mai apropiat cartier al soarelui (până la distanțe de ordinul a 10-20 PC-1 sunt deja la acel moment erau bine cunoscute. Nu este greu de înțeles că o înțelegere adecvată a modului în care este posibilă doar structura galaxiei noastre, iar partea observabilă a universului dacă suntem capabili să continue în mod corespunzător scara distanțelor interstelare pe scări intergalactice, adică, găsiți linia, care poate fi utilizat la fel de a măsura în mod fiabil distanțele față de stele și alte galaxii.
Determinarea distanțelor la stele și clustere stele
Metode de determinare a distanței față de stele sunt împărțite în două grupe: geometrice și fotometrice [1]. Dintre metodele geometrice includ măsurarea directă a așa-numitei trigonometrice (sau un an) paralaxa, adică paralaxa compensate stelele de pe sfera cerească, determinată de mișcarea orbitală a Pământului în jurul Soarelui (Fig. 1). Classical fotografică metode paralaxă (notate cu litera grecească tt și unghiul măsurat în secunde) este determinată cu o precizie medie de aproximativ 0,02 „“ - 0,05 „“. Acest lucru înseamnă că numai pentru cele mai apropiate stele (in timp de 20-30 buc) gama sunt cunoscute cu o precizie mai bună decât 50%. Hipparcos Nave spațiale acest domeniu extins la aproximativ 300-500 PC. În scopuri practice (studiul structurii Galaxy, de exemplu) necesită o precizie mult mai mare - mai bine decât 5-10%. Prin urmare, o măsurare directă a distanțelor interstelare este posibilă numai într-o mică după standardele vecinătatea galactică a soarelui. Pentru a studia structura Galaxy și mai mult lumea de galaxii, ar trebui să fie în măsură să efectueze distanțe la scară locală la scară galactică.
În acest scop, informațiile privind luminozități de stele. Cunoscând luminozitatea (sau, ceea ce este același lucru, absolut magnitudinea aparentă 3). luminozitatea aparentă și valoarea de absorbție a luminii (este suficient pentru a determina luminozitatea aparentă a unei stele prin fotometrie în trei benzi de culoare). putem calcula distanța până la stele, pe o formulă simplă
unde A - absorbția luminii, iar distanța R este măsurată în parseci. Diferența între vizibil și valoarea absolută (m - M) se numește modulul distanță. Valoarea absolută pentru mai multe tipuri de stele determinate de paralaxele cunoscute astfel de stele care populează cartierul solar. Evident, aceasta este o modalitate de a stabili scara la distanță. Rezultatele folosind acest interval de formula (sau paralaxele) fotometric adesea menționată accentua metoda lor de măsurare.
Cu toate acestea, printre vedetele cartierului solar cu paralaxa măsurată prin metoda trigonometrice, marea majoritate sunt stele pitice, adică stele, care sunt în același stadiu de evoluție ca soarele. Acestea fac parte din una dintre vedetele relativ slabe ale galaxiei. Stars - giganți roșii, care este de 100 de ori mai strălucitoare decât soarele, în imediata vecinătate este destul de mic. Chiar și stele mai luminoase absolut de unități. Este vorba despre cei mai tineri și mai tare stelele și supergigantii, luminozitatea soarelui superioare în mii și zeci de mii de ori. Motivul este numărul lor mic de tendința generală de scădere bruscă în stele luminoase cu creștere luminozitate.
Fig. 2. Diagrama Hertzsprung-Russell (culoare - magnitudine) pentru disipate Pleiade roiul stelar. Axa orizontală arată observată culoarea indicelui B-V. verticală din stânga - magnitudine aparentă în banda galbenă V. dreapta - valoarea absolută a MV. Stele sunt concentrate la secvența principală (stele pitice). (B-V) 0 - indicele de culoare adevărat.
roiuri disparați Pentru a determina luminozități absolute stele luminoase folosite 4 [2]. Fig. 2 este o diagramă de culoare 5 - aparent pentru o magnitudine Pleiadele tipic disparați apropiate și vizibile chiar și cu ochiul liber, în toamna și iarna cer. In diagrama alocata principalele stele secventa, care servesc ca sursă de reacție nucleară a energiei de combustie hidrogen. Deoarece dimensiunea de cele mai multe grupuri sunt relativ mici în comparație cu distanța până la ele, modulul de la distanță pentru toți membrii cluster-ului este aproape la fel. Acesta poate fi determinat prin compararea valorilor clusterelor vizibile ale stelelor cu valoarea absolută a unei astfel un alt grup de stele, distanța până la care a fost definită printr-o metodă independentă. Datorită numărului mare de stele în distanța de cluster este estimat cu precizie ridicată.
riglă standard pentru măsurarea distanțelor între clustere este bine-cunoscut clusterului hiade (situată aproape de Aldebaran - Taurus strălucitoare constelație stele). Are o proprietate foarte unic, datorită căruia putem determina distanța până la acesta într-un mod independent, folosind diferite metode geometrice - metoda de grup sau paralaxei statistic [1]. Esența metodei este următoarea. Hiade - un cluster apropiat, care are o rată semnificativă de mișcare în raport cu soare. Prin lege, perspectivele de toate stelele sale constitutive se va muta într-un cerc mare pe sfera cerească se intersectează într-un punct numit clustere radiante (fig. 3). Poziția radiantă este determinată cu ușurință mișcările corespunzătoare de stele și rata 6. acumulare - vitezele radiale (măsurate pe baza efectului Doppler). Principiul de măsurare este grupul de paralaxa este clar din Fig. 4. Se descrie una dintre clusterele de stele sunt de la noi, la o distanță r (chiar dacă este exprimat în parseci). Să λ - unghiul dintre direcția stelei și „antiradiant“ clustere, V - vectorul ratei acumulării relative, Vr și Vt - respectiv a vitezei radiale și tangențiale (în km / s) și m -. Mișcarea proprie Steaua (exprimat în secunde de arc pe an ). este ușor de înțeles că toate aceste valori sunt legate prin formula 4,738μr = Vr tgλ. Conform acestei formule, se poate calcula distanța până la fiecare dintre roiul în mișcare și, prin urmare, media pentru întregul cluster. S-au găsit metoda hiade distanță a fost găsită a fi 45 ± 1 PC-ul. care ar fi nou- Lo confirmat rezultatele obținute din Hipparcos satelit