Расстояния до Галактик

17 September 2018

Метод, примененный Хабблом для определения расстояния до туманности Андромеды, был предложен американским астрономом Генриеттой Ливитт в 1908 г. Он основан на зависимости периода изменения яркости переменных звезд цефеид от их средней светимости. Получая из наблюдений период, мы можем определить светимость, а сравнивая ее с наблюдаемой яркостью, вычислить расстояние до цефеиды. Применение этого метода к определению расстояний до галактик предполагает, что, во-первых, известна зависимость период - светимость, а во-вторых, наблюдаемая в другой галактике звезда действительно цефеида. Именно неточность знания зависимости привела Хаббла к ошибке в первом определении расстояния до туманности Андромеды (1 миллион световых лет вместо действительных 2 миллионов). Поскольку цефеиды относятся к звездному классу гигантов, их светимость достаточно высока, чтобы можно было различать их в ближайших галактиках. Собственно, и свою шкалу расстояний Ливитт построила по наблюдениям цефеид в Большом и Малом Магеллановых Облаках: ведь расстояния между звездами в этих системах намного меньше, чем расстояние от нас до самих этих систем, так что влиянием расстояния на яркость цефеиды можно было пренебречь.

Источник картинки: https://yandex.ru/images
Источник картинки: https://yandex.ru/images

Однако выделить цефеиды можно лишь в сравнительно близких к нам галактиках, а мир галактик простирается на совершенно необозримые расстояния. Расстояния до дальних галактик определяются другими способами. Частично они основаны опять-таки на оценке яркости самых ярких объектов в галактиках.

Ярче цефеид звезды, относящиеся к типу голубых гигантов. Это самые яркие звезды в галактиках. Их можно найти там, где цефеиды уже незаметны. Сравнивая их блеск в разных галактиках (а светимость у них примерно одинаковая), можно оценивать расстояния до галактик.

Особенно много света дают вспышки новых и сверхновых звезд. Они заметны даже там, где никаких отдельных звезд различить уже нельзя. Характеристики этого процесса уже изучены достаточно хорошо, и можно по ним оценивать расстояние до той галактики, где произошла вспышка. Однако такие вспышки происходят нечасто.

Самые далекие галактики выглядят как совсем слабые туманные пятнышки даже в самые сильные телескопы. Определение расстояний до них ведется другими способами.

Изучая спектры галактик, Хаббл нашел, что все линии в спектрах далеких галактик смещены к красному концу. Это говорило о том, что галактики удаляются от нас, разлетаются, расстояния между ними непрерывно увеличиваются. Чтобы из любой точки Вселенной наблюдался разлет, и нигде не было сгущения, скорость взаимного разлета должна возрастать по мере увеличения расстояния между галактиками. Так оно и получалось из наблюдений: чем дальше от нас находится галактика, тем с большей скоростью она от нас удаляется, тем больше смещение линий в ее спектре к красному концу. Хаббл описал этот процесс количественно: скорость движения галактики относительно нашей Галактики (ее можно определить по красному смещению линий в спектре) пропорциональна расстоянию для нее. Основываясь на красных смещениях галактик с уже определенными для них расстояниями, Хаббл даже получил коэффициент пропорциональности (постоянная Хаббла). Впрочем, эта величина, полученная, в сущности, статистическим образом (то есть по ряду наблюдений, результаты которых не всегда точно укладываются в зависимость), постоянно уточняется. Но само по себе это открытие дало возможность оценивать расстояния до далеких галактик. Измеряем красное смещение, по нему определяем скорость, через постоянную Хаббла вычисляем расстояние.

Самые далекие галактики, расстояние до которых удалось таким образом измерить, отстоят от нас более чем на 10 миллиардов световых лет.

Друзья, если Для вас приглянулась публикация, уделите секунду Вашего времени и оцените ее лайком, это чрезвычайно важно для нас.