Лекции 3-4.ppt

цвета
Определение расстояний в астрономии





_____________________________________________
Доцент кафедры астрономии

Казанского госуниверситета Г.В. Жуков
Использованы материалы курса
«Галактическая астрономия» А.В. Расторгуева (ГАИШ МГУ)

объектах и физических процессах является электромагнитное излучение, регистрируемое как наземными

приборами так и аппаратами, находящимися в космосе.
Исторически мощность этого излучения измеряется внесистемными звездными величинами.

излучения I(λ))

Поток -

Освещенность -

одной
и той же звезды на разных расстояниях) связаны
соотношением

Погсона (1857):

(«относительное» определение
звездной величины»)

В действительности звездная величина зависит от спектрального диапазона, в котором производятся наблюдения. Поэтому без этого указания понятие звездной величины некорректно.

mλ =

-2.5 log Eλ + const(λ)

На практике монохроматическая звездная величина
может быть реализована в спектроскопии или радио-
астрономии. Чаще всего, спектральная чувствительность
приемника и пропускание оптики и атмосферы
естественным образом формируют спектральную
полосу, в которой проводятся наблюдения.

φ(λ)=φ1φ2φ3φ4φ5…,
φi – спектральное пропускание межзвездной среды, атмосферы, оптики телескопа, оптики

регистри-рующей аппаратуры, спектральная чувствительность светоприемника и т.п.

звезд, внутреннее строение и эволюция звезд) необходимо знать полную энергию,

излучаемую звездой во всем спектре. Такой характе-ристикой служит болометрическая звездная величина:

Даже при использовании
заатмосферных наблюдений звезд очень трудно получить болометрическую

звездную величину, поэтому ее
рассчитывают теоретически
(например, в модели АЧТ
болометрическую поправку
(В.С.) к визуальной величине):

В.С. = Mbol - Mv

температуры служит показатель цвета CI – разность звездных величин в

двух участках спектра:

(Фактически CI дает представление о распределении энергии в спектре звезды.
В современной многоцветной фотометрии существует несколько показателей
цвета: U-B, B-V, V-R и т.д. )

как самый яркий объект на небе – Солнце (m =

-27m), так и самые слабые звезды, доступные крупным телескопам, имеющие m ≈ 30m.

Современная точность фотометрии достигает 0.1% по освещенности или 0.001m. Для перехода от наблюдаемых звездных величин к энергии, излучаемой звездами, необходимо знать расстояния до них.

освещен-
ности от них, отнесенные к стандартному расстоянию
10 пк, дадут абсолютные

звездные величины М,
которые уже можно сравнивать. Они связаны с види-
мыми звездными величинами m и расстоянием r
соотношением:

М = m + 5 – 5 log r

Абсолютная величина характеризует энергию, излу-
чаемую всей поверхностью звезды – светимость L:

L = 4πR2σT4

(для случая АЧТ)

расстояний:

Абсолютные, или прямые (опирающиеся только на простейшие геометрические построения)
Промежуточные (использующие

некоторые дополнительные данные, не связанные напрямую с расстояниями)
Относительные, или косвенные (в основном фотометрические), опирающиеся на физическую природу объектов

“движущихся скоплений”
или метод радианта); метод применим

к ближайшим скоплениям: Гиады, Ясли,
группа UMa,…
Гравитационное линзирование (временная
задержка между изображениями)

он не опирается ни на какие предположения о физических характеристиках

звезд
Используется для калибровки фотометрических (вторичных) методов измерения расстояний
Основа всей шкалы расстояний во Вселенной!

на небе параллактические эллипсы, большая ось которых параллельна эклиптике.

Расстояния до звезд

а форма зависит от эклип-тической широты β.

Параллакс π – большая
полуось

параллактичес-кого эллипса:
r (пк) = 1 / π"

1 пк (парсек) = 206265 а.е. =3.086 ·1016м = 3.26 св. г.

определяется изменение координат звезды со временем по ряду фотопластинок или

ПЗС-изображений. Характерный интервал наблюдений – десятки лет.

Простейшая модель изменения сферических координат звезды (α, δ) со временем:




Здесь π – параллакс, μα и μδ – компоненты собственного движения,
Δt – интервал наблюдений, а параметры рα, рδ зависят от взаимного положения Земли, Солнца и звезды. (Примечание: абсолютизация π )

±0.01". Поэтому надежные расстоя-ния не превышают 25-50 пк. Вынос измерительной

аппа-ратуры на орбиту Земли существенно улучшает наши возможности. В 1989 году была запущена орбитальная обсерватория для опреде-ления параллаксов и собственных движений. Измерено около 120 000 звезд с точностью ±0.001".

Распределение ошибок параллаксов
HIPPARCOS (van Leeuwen, 2007)

методов, в основном фотометрические, опираются на:
известные светимости звезд, прокалиброванные

на основе каких либо абсолютных методов;
статистические соотношения между звездными
характеристиками (например, зависимость
“период – светимость” цефеид, зависимость
“скорость падения блеска – блеск в максимуме”
Сверхновых типа Ia).
Основная идея фотометрических методов заключается в выборе критерия, позволяющего сделать предположение о величине светимости звезды (М)
и использовании соотношения М = м + 5 – 5logr.

высокой
светимости, что позволяет
изучать их вплоть до
50 Мпк.
Для

них обнаружена четкая
зависимость, позволяющая
по величине периода
определять светимость и,
следовательно, расстояние.

и изучено много цефеид. Оказалось возможным разделить зависимость
P-L на

две, что заметно повысило точность определения расстояний.

Красные: основной тон пульсаций Синие: первый обертон
P1 / P0 ≈ 0.71

~200 пк заполнен хорошо переме-шанной смесью межзвездного газа (в основном,

атомарного и молекулярного водорода – HI и H2) и межзвездной пыли.
Межзвездная среда (МЗС) имеет характерную плотность ~1 см-3 и полную массу ~1010 MO (~10% массы видимого диска).
Примером могут служить спиральные галактики, видимые с ребра.

поглощению и покраснению света. Абсолютная звездная величина при учете поглощения

Аλ увеличивается:

Мλ = mλ+ 5 – 5 log r – Aλ

Таким образом, фотометрически определяемые расстояния значительно недооцениваются и возникает проблема учета межзвездного поглощения света.

Химический состав: смесь C (графита), O, Si, Mg, Fe,

…, Na, Al, Ca, Ni, K, Ti, Cr, Mn, Co,…
Пылинки имеют сложную пространственную структуру.
Пыль рассеивает, поглощает и поляризует проходящий свет (селективно).

Модель межзвездной
пылинки (слева) и
образец пылинки
(проект Stardust)

Å

по атомарному водороду и подсчетам далеких галактик;
в) по данным излучения

пыли.

Существуют карты поглощения света на небе, полученные:
a) по фотометрическим данным;
б) по атомарному водороду и подсчетам далеких галактик;
в) по данным излучения пыли.

аккреции вещества со спутника
В максимуме блеска одни из ярчайших объектов:
могут

наблюдаться на расстояниях > 3 Гпк (!)
Используются для исследования строения Вселенной


блеск в максимуме:
MB ≈ -21.73+2.70ΔB15

Используются для
исследования
строения
Вселенной

≈ -19.48m ± 0.07m

ΔB15 – падение блеска от максимума за 15 суток

лучевой скорости галактики от
расстояния до нее:

Vr = H·r,
что соответствовало некоторым космологическим
моделям с расширением (де Ситтер, А. Фридман).
Значение постоянной Хаббла Н зависит от калибровки
расстояний до галактик (цефеиды, сверхновые…) и в
настоящее время оценивается в 70 км/сМпк.
Для неразрешимых на звезды далеких галактик и
квазаров закон Хаббла является методом определения
расстояний до них.

В 1929 году Э.Хаббл опубликовал работу, в которой
показал зависимость лучевой скорости галактики от
расстояния до нее:
Vr = H·r,
что соответствовало некоторым космологическим
моделям с расширением (де Ситтер, А. Фридман).
Значение постоянной Хаббла Н зависит от калибровки
расстояний до галактик (цефеиды, сверхновые…) и в
настоящее время оценивается в 70 км/сМпк.
Для неразрешимых на звезды далеких галактик и
квазаров закон Хаббла является методом определения
расстояний до них.