Астрономическая шкала расстояний (обзор методов) Расстояния внутри Солнечной системы 1) Метод горизонтального параллакса 2) Радиолокация планет 3) 1 а. е. = 149 597 900 км Расстояния до близких звезд (до 100 пс) 1) Метод годичного параллакса 2) Спектральные параллаксы Фотометрические методы – основаны на формуле r=100. 2(m-M)+1. Звездная величина m должна быть исправлена за межзвездное поглощение. Поскольку m легко определяется из наблюдений, основная задача сводится к определению абсолютной звездной величины M независимыми методами. Существует несколько вариантов.
m период дни Изменение блеска для цефеиды δ Сeph. Пунктир-средняя m Светимость в L 0 Вариант 1: использование зависимости «период -светимость» для цефеид (до 20 мпс) -5. 0 M -2. 5 Цефеиды Звезды типа RR Lyr 0. 0 Цефеиды это звезды гиганты, которые могут быть видны на больших расстояниях (до 50 млн световых лет). Эти звезды Период(дни) изменяют свой блеск из-за пульсаций. Поэтому наблюдая эти звезды в течение нескольких ночей, можно определить период их пульсаций (график слева). Было установлено, что между периодом и светимостью (или M) имеется четкая • зависимость (график справа). Использование этой зависимость позволяет достаточно определить светимость (или величину M) и расстояние. Метод может быть использован для определения расстояний до звездных скоплений и галактик, у которых наблюдаются цефеиды.
Вариант 2 : использование звезд типа RR Lyr Звезды типа RR Lyr (гиганты класса А) также являются цефеидами, но с короткими периодами пульсаций. Из замечательное свойство заключается в том, что их средняя абсолютная звездная величина является постоянной (см. предыдущий график и график внизу): она равна 0 m. 6. Таким образом, для определения расстояний надо только обнаружить по переменности блеска цефеиду. Если период ее пульсаций меньше cуток, то звезда является звездой типа RR Lyr и для нее можно принять, что M= 0 m. 6. Светимость (в L 0) Вариант 3: использование звезд типа W Viginis Этот класс физически переменных звезд имеет также как и цефеиды замечательную зависимость «период - светимость» (см. график слева). Поэтому по этим звездам также можно определять расстояния, как по цефеидам. Период (дни)
Варианты 4 и др. Все эти варианты основаны на установленных эмпирических данных о абсолютных светимостях объектов: - известно, что новые звезды в максимуме блеска имеют среднюю абсолютную звездную величину примерно одинаковую M -8 m. 5. - известно, что шаровые скопления в среднем имеют M -8 m. 0, - известно, что Сверхновые в максимуме блеска имеют М=19 m. 5
Спектральные параллаксы Отношения линий Еще в начале прошлого века астрофизики установили следующий факт. Если выбрать в спектрах звезд отношения интенсивностей специально отобранных спектральных линий, то эти отношения являются линейной функцией светимостей звезд (или абсолютных звездных величин M). Основные шаги определения расстояний будут такие: 1. Сперва наблюдают спектры звезд с известными M. 2. В спектрах отбирают специальные пары линий и определяют отношения их интенсивностей. 3. Затем строят график вида «отношения интенсивностей – абсолютная звездная величина» . Пример такой зависимости дан на рисунке. 4. Далее наблюдают спектр звезды, для которой необходимо определить расстояние. 5. В спектре находят пару линий и определяют отношения интенсивностей. 6. Затем по графику снимают значение M, M которое позволяет определить фотометрическое расстояние.
Вид спектров звезд одной и той же температуры, но разных классов светимости, а значит, и разных абсолютных звездных величин. Видно, как различаются интенсивности линий. Ia - сверхгигант III – нормальный гигант V - карлик
Скорость (км/сек) Определение космологических расстояний (до внегалактических источников) источников Для очень далеких объектов (галактик, скоплений галактик, квазаров и др. ) используется закон Хаббла (см. график слева) V=H*R, где Н=70 км/сек/мпс – постоянная Хаббла. Расстояние (мпс) Скорость V (км/сек) определяется по смещению линий в спектрах этих объектов (см. тему T 19, слайды 26 -27).
Звездные величины Диапазон расстояний, доступный различным методам Красное смещение Газовые туманности Галакти ки Сверхнов ые Ярчайшие сверхгиганты Красные гиганты Шаровые скопления Цефеид ы Звезды типа О В Звезды А – К Тригонометрическ ие параллакс ы 1 10 100 100 парсеки килопарсеки гигапарсеки 1 Угломерные определения Фотометрические определения Эффект Доплера 10 100 мегапарсеки 1 10
Скачать презентацию Астрономическая шкала расстояний обзор методов Расстояния внутри Солнечной
Т37_Расстояния.PPT