Меню Главная Случайная статья Настройки Шкала расстояний в астрономии Материал из https://ru.wikipedia.org 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. Содержание 1 История 2 Построение галактической шкалы 2.1 По тригонометрическому параллаксу 2.2 По цефеидам и звёздам типа RR Лиры 2.3 По новым звёздам 2.4 По эффекту Вилсона — Баппу 3 Построение внегалактической шкалы 3.1 По сверхновым типа Ia 3.2 По гравитационным линзам 3.3 По красным гигантам 3.4 По эффекту Сюняева — Зельдовича 3.5 По зависимости Талли — Фишера 3.6 По галактикам с активным ядром 3.7 По мазерам 3.8 По поверхностной яркости 4 Примечания 5 Литература 6 Ссылки История Построение галактической шкалы Потригонометрическому параллаксу 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, 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 и Vr — соответственно угловая (в секундах дуги в год) и лучевая (в км/с) скорость звезды скопления,  — угол между прямыми Солнце—звезда и звезда—радиант, а D — расстояние, выраженное в парсеках. Только Гиады имеют заметный групповой параллакс, но до запуска спутника Hipparcos только таким способом можно откалибровать шкалу расстояний для старых объектов[1]. По цефеидам и звёздам типа RR Лиры На цефеидах и звёздах типа RR Лиры единая шкала расстояний расходится на две ветви — шкалу расстояний для молодых объектов и для старых[1]. Цефеиды расположены в основном в областях недавнего звёздообразования и поэтому являются молодыми объектами. Переменные типа RR Лиры тяготеют к старым системам, например, особенно их много в шаровых звёздных скоплениях в гало нашей Галактики. 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: Необходимо выделить отдельные звёзды. В пределах Млечного Пути это не составляет особого труда, но чем больше расстояние, тем меньше угол, разделяющий звёзды. 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. По новым звёздам см. Новая звезда#Новые как индикаторы расстояния