Космос

Методы определения астрономических расстояний и проблема времени прохождения света

Некоторые креационисты попытались решить проблему времени перемещения света косвенно, апеллируя к малой Вселенной. Если Вселенная имеет размер не более нескольких тысяч световых лет, то время прохождения света исключается почти по определению. Здесь я рассматриваю методы, используемые для определения астрономических расстояний. Единственный прямой метод измерения звездных расстояний обычно приводит к надежно измеренным расстояниям менее тысячи световых лет. Однако этот предел, вероятно, скоро превысит 6 000 световых лет. Косвенные методы уже производят расстояния в тысячи, миллионы и даже миллиарды световых лет. Непрямые методы определения расстояния, в конечном счете, связаны с прямыми определениями расстояния, и они разумно согласуются друг с другом. Кроме того, косвенные методы поддерживаются хорошо изученной физикой. Крайне маловероятно, что эти методы настолько ошибочны, что проблема времени перемещения света может быть решена с помощью теории о малой Вселенной.

Введение

Модель недавнего сотворения состоит в том, что Земля и остальная Вселенная были созданы сверхъестественно за шесть обычных дней несколько тысяч лет назад и что потоп во времена Ноя был глобальным и универсальным. Это противоречит мнению большинства ученых, которые считают, что Земле и Вселенной миллиарды лет. Размер Вселенной является проблемой для модели недавнего сотворения. Хотя они кажутся связанными, большой размер Вселенной и глубокое время — это совершенно разные понятия. Если Вселенной всего несколько тысяч лет, то кажется, что сегодня мы можем видеть объекты на расстоянии нескольких тысяч световых лет. Астрономы считают, что многие объекты находятся на расстоянии миллионов или даже миллиардов световых лет. Для многих людей тот факт, что мы можем видеть объекты на таких расстояниях, является убедительным доказательством того, что Вселенной действительно миллиарды лет. Креационисты недавнего времени назвали это «проблемой времени перемещения света».

Как я уже утверждал ранее, проблема времени перемещения света часто формулируется неправильно (Faulkner 2013). Большинство дискуссий по этому вопросу задаются вопросом, как мы можем видеть астрономические объекты на расстоянии более 6 000 световых лет, когда на самом деле проблема заключается в чем-то большем, нежели два световых дня. Ближайшая звезда находится на расстоянии чуть более четырех световых лет, но Адаму понадобилось увидеть звезды только через два дня после их создания. В конечном счете, обращение к Вселенной размером всего в несколько световых лет может объяснить, как мы можем видеть звезды сегодня, но это не объясняет, как Адам вообще мог видеть звезды.1 Любое решение проблемы времени перемещения света должно объяснять, почему Адам увидел звезды вечером в конце шестого дня.

Креационисты ответили на проблему времени перемещения света несколькими возможными решениями. Например, в моей недавней статье (Faulkner 2013) я представил решение Dasha.2 Сеттерфилд (1989) предположил, что скорость света была очень велика в начале, но быстро угасала, позволяя свету из самых отдаленных частей Вселенной прибыть уже в конце недели творения. Хамфриз (Humphreys, 1994) предположил, что Вселенная началась с белой дыры, а не с большого взрыва. В этой модели релятивистские эффекты заставили пройти миллиарды лет в большей части Вселенной, но только несколько тысяч лет на Земле и вблизи нее. Совсем недавно Хартнетт (2008) также использовал общую теорию относительности, но с другой метрической системой мер. Другим недавним решением является Конвенция анизотропной синхронии Лайла (2010). Один из самых популярных ответов — это утверждение, что Бог создал полностью функционирующую Вселенную со светом, созданным с процессом транзита (Akridge 1979, DeYoung 2010). Каждая из этих предложенных резолюций имеет свои положительные и отрицательные стороны, и я не буду здесь больше обсуждать эту тему.

Другие ученые задавались вопросом, действительно ли расстояния в астрономии так велики, как о них обычно думают (например, см. Армстронг [1973], Ниссен [1983]). Они указывают, что единственный прямой метод определения расстояний в астрономии может быть применим для расстояний не более нескольких сотен световых лет. Все другие методы, дающие гораздо большие расстояния, являются косвенными и поэтому подвержены многим предположениям, не говоря уже об ошибках. Подразумевается, что если допущения неверны или ошибки намного больше, чем предположения, то во Вселенной нет действительно больших расстояний. Если это так, то Вселенная, самое большее, может быть размером в несколько тысяч световых лет, и свет из самых отдаленных регионов уже мог бы достичь Земли.

Насколько обоснован такой подход? Есть как минимум две проблемы. Во-первых, он не может ответить на правильно сформулированную проблему времени перемещения света, как я обсуждал выше. Во-вторых, он не в состоянии адекватно рассмотреть большие расстояния, связанные с астрономией. В дальнейшем я буду исследовать различные методы определения расстояний в астрономии. Поскольку методы определения расстояний за пределами Солнечной системы основаны на расстояниях внутри Солнечной системы, я сначала кратко рассмотрю расстояния Солнечной системы. Я потрачу гораздо больше времени на обсуждение методов, используемых для определения расстояний внутри галактики Млечный Путь, в основном до звезд, а затем рассмотрю внегалактические методы. Я представлю наиболее часто используемые методы, а также некоторые из более специализированных. Это не исчерпывающее исследование, я опущу некоторые из более специализированных методов определения расстояний. В каждом случае я буду обсуждать предположения и вероятные ошибки. Я буду оценивать ошибки, чтобы увидеть, могут ли они накапливаться, чтобы подтвердить теорию о Вселенной, намного меньшего размера.

Методы измерения Солнечной системы

Древние греки пытались измерить размеры и расстояния Луны и Солнца. Лучшей древней работой на эту тему был труд Аристарха Самосского (310-230 гг). Аристарх определил, что угол, который мы наблюдаем между Луной и Солнцем в четверти фазы Луны, составляет 87°, и из геометрии он заключил, что Солнце должно быть в 18-20 раз дальше Луны. Поскольку Солнце и Луна кажутся примерно одинакового размера на небе, этот результат также подразумевал, что Солнце должно быть в 18-20 раз больше Луны. Тень Земли во время лунного затмения является круговой (потому что Земля является сферой), и Аристарх оценил, что Луна примерно ? от размера тени Земли. Объединив всю эту информацию в геометрическом построении, Аристарх определил размеры и расстояния Солнца и Луны по сравнению с размерами Земли. Он обнаружил, что Луна примерно равна диаметру Земли, но диаметр Солнца примерно в семь раз больше диаметра Земли.3 Аристарх был первым из известных нам гелиоцентристов, и многие предполагают, что его заключение о том, что Солнце намного больше Земли, повлияло на него. Однако Аристарх серьезно недооценил расстояние до Солнца, поскольку угол между четвертью Луны и Солнцем гораздо ближе к 90°, в результате чего Солнце находится в 400 раз дальше, чем Луна (и в 400 раз больше). Тем не менее, древние измерения были приняты еще несколько веков назад. Эратосфен точно измерил диаметр Земли (Faulkner 1997), что позволило вычислить абсолютные размеры и расстояния для Солнца и Луны.

Первым человеком, чтобы определить относительные расстояния планет от Солнца был Николай Коперник (1473-1543). Он сделал это в своей книге «De revolutionibus orbium coelestium» («О вращении небесных сфер»), опубликованной в 1542 году. Его книга оказала большое влияние на доказательство простоты гелиоцентрической модели по сравнению с геоцентрической моделью Птолемея. Однако Коперник сделал нечто большее: он использовал данные за несколько столетий для определения истинных относительных орбитальных периодов и орбитальных размеров планет невооруженным глазом, Меркурия, Венеры, Марса, Юпитера и Сатурна. До Коперника никто этого не делал, потому что до того времени почти все были геоцентристами, а в модели Птолемея такое вычисление было невозможно. Меркурий и Венера, вращающиеся ближе к Солнцу, чем Земля, являются низшими планетами, остальные три планеты являются высшими планетами. Рис. 1 показывает, как мы смотрим на высшую планету. Когда высшая планета находится по другую сторону Солнца, как она считается от Земли, и поэтому невидима для нас, мы говорим, что планета находится в соединении с Солнцем. Когда планета находится напротив Солнца, мы говорим, что планета находится в противостоянии. Обратите внимание, что высшая планета ближе всего к Земле в противостоянии, поэтому это лучшее время, чтобы посмотреть на высшую планету.

Fig. 1

Рис. 1. Обстоятельства наблюдения высшей планеты.

 

 

И высшая планета, и Земля вращаются вокруг Солнца, но на рис. 1 можно представить, что Земля не движется (это геоцентрично). Время, необходимое планете для перехода от одного соединения с Солнцем к другому, — это синодический период. Звездный период, истинный орбитальный период, — это время, необходимое планете для завершения одной орбиты, с точки зрения наблюдателя, находящегося вне Солнечной системы, или, по крайней мере, с точки зрения наблюдателя, который не вращается вокруг Солнца, как Земля. Поскольку Земля вращается вокруг Солнца, как и другие планеты, мы не можем непосредственно измерить звездный период планеты. В течение одного синодического периода Земля будет вращаться вокруг высшей планеты, и Коперник показал, что отношение между звездным периодом P (в годах) и синодическим периодом S (в годах) для высшей планеты является

1/P = 1-1/S.

Для случая низшей планеты: низшая планета опоясывает Землю, поэтому отношение для низшей планеты

1/P = 1 + 1/S.

Поскольку Коперник располагал данными за несколько столетий, он мог точно рассчитать звездные периоды пяти планет, видимых  невооруженным глазом.

На полпути между соединением и противостоянием высшая планета находится в квадратуре, что означает, что планета делает прямой угол с Солнцем, если смотреть с Земли. Обратите внимание, что есть две точки квадратуры на рис. 1. Длина дуги вдоль орбиты верхней планеты между двумя квадратурными точками, содержащими точку оппозиции, короче длины дуги между двумя квадратурными точками, содержащими точку соединения. Предполагая почти постоянную скорость вращения, высшая планета занимает меньше времени, чтобы перейти от одной квадратуры к следующей, проходя через противостояние, чем требуется, чтобы перейти от одной квадратуры к следующей, проходя через соединение. Чем больше орбита, тем меньше разница между этими двумя отрезками времени. Предполагая круговые орбиты (близкое приближение в большинстве случаев), отношение этих двух отрезков времени связано с размером орбиты. Коперник смог вычислить относительные размеры орбит трех планет, находящихся на орбите выше Земли.

Fig. 2
Рис. 2

Подобные рассуждения применимы и к низшим планетам. Условия жизни на низшей планете показаны на рис. 2. Заметьте, что низшая планета не может находиться в оппозиции к Солнцу и не может быть в квадратуре. Однако низшая планета может быть соединена с Солнцем двумя путями: когда планета проходит между Землей и Солнцем и когда планета проходит по другую сторону Солнца. Когда она между Землей и Солнцем, мы говорим, что планета находится в низшем соединении, и что она находится в высшем соединении, когда находится по другую сторону Солнца. Когда низшая планета делает наибольший угол с Солнцем, как видно с Земли, мы говорим, что планета находится в наибольшем удлинении. Обратите внимание, что есть две точки наибольшего удлинения, одна к востоку от Солнца и одна к западу от Солнца. Длина дуги между точками наибольшего удлинения, содержащими нижнее соединение, короче длины дуги между двумя точками наибольшего удлинения, содержащими верхнее соединение. Предполагая постоянную скорость, низшей планете требуется меньше времени для перехода от одного наибольшего удлинения к другому при прохождении через низшее соединение, чем для перехода от одного наибольшего удлинения к другому при прохождении через высшее соединение. Соотношение этих двух временных интервалов связано с размером орбиты нижней планеты. Подобно вычислениям высших планет, Коперник смог определить размеры орбит двух низших планет.

Коперник, располагавший столетними записанными данными, смог вычислить орбитальные размеры и периоды известных тогда планет со значительной точностью. Эти измерения использовались некоторое время. Единственным ограничением было то, что размеры орбит были известны с точки зрения размеров орбиты Земли. Астрономическая единица (AU) определяется как размер орбиты Земли или среднее расстояние Земли от Солнца. В то время как средние расстояния планет от Солнца (в астрономических единицах) были хорошо определены, сама астрономическая единица — не была. Как упоминалось выше, Аристарх измерил астрономическую единицу, но серьезно недооценил ее. Несколько других древних греков точно так же вычисляли астрономическую единицу. Наиболее известным был Клавдий Птолемей (90-168 гг.), чей результат был похож на результат Аристарха, и его значение использовалось на протяжении всего Средневековья.

С изобретением телескопа измерения астрономической единицы значительно улучшились и приблизились к современному значению. Вскоре люди поняли, что редкие переходы Венеры через Солнце дают хороший способ определить длину астрономической единицы.4 Метод состоит в том, чтобы наблюдать прохождение Венеры в двух широко разделенных точках Земли. Известное расстояние между двумя точками наблюдения является базовой линией треугольника. Разница в пути и/или продолжительности перехода от двух местоположений обеспечивает угол, противоположный базовой линии. Решение треугольника с помощью тригонометрии позволяет вычислить расстояние Земля-Венера в момент прохождения. Расстояние Земля-Венера при прохождении уже было известно в астрономических единицах, из которых выводится длина астрономической единицы. Иеремия Хоррокс (1618-1641) попытался сделать это во время пролета Венеры в 1639 году, и, хотя его измерение было улучшено по сравнению с предыдущими, оно не соответствовало современному измерению. Следующие переходы Венеры были в 1761 и 1769 годах, и сосредоточенные усилия ученых из разных стран позволили успешно измерить астрономические единицы, близкие к современным принятым измерениям. Это повторилось при прохождении Венеры в 1874 и 1882 годах. В 1895 году Саймон Ньюкомб (1835-1909) объединил данные этих переходов с измерениями аберрации звездного света и скорости света, чтобы получить наилучшее измерение астрономической единицы до того времени. Наблюдаемый параллакс малой планеты 433 Эроса вблизи Земли в 1900-1901 и снова в 1930-1931 годах позволил дополнительно его уточнить. Этот метод был похож на метод перехода Венеры в том, что он позволял измерять расстояние Земля-Эрос в километрах, что, поскольку это расстояние уже было известно в астрономических единицах, позволяло калибровать астрономическую единицу.

В 2004 и 2012 годах была еще одна пара венерианских переходов, а следующий будет только в двадцать втором веке, но, хотя они и интересны, они не привлекают научного внимания, которое они когда-то привлекали. Причина в том, что 50 лет назад астрономы начали использовать радар, отражающий от поверхности тел Солнечной системы, для точного измерения их расстояний. Поскольку расстояния известны в астрономических единицах, это позволяет определить астрономическую единицу. Эти методы гораздо более точны, чем то, что мы можем узнать из переходов Венеры.

Межзвездные расстояния

Тригонометрический параллакс

Радиолокационная дальность не позволяет определить расстояния до звезд, потому что звезды так невероятно далеки, что любой ответный сигнал занял бы много лет и был бы очень слабым. Единственный прямой метод определения звездных расстояний — тригонометрический параллакс. Поскольку Земля каждый год вращается вокруг Солнца, мы меняем точку обзора, с которой видим звезды (рис. 3). Изменение нашего местоположения приводит к тому, что видимое положение ближайшей звезды слегка смещается по отношению к более отдаленным звездам. Геодезисты на Земле используют тот же принцип для измерения расстояния до удаленных объектов или высот высоких гор. Со звездами мы определяем базовую линию как радиус орбиты Земли, который составляет только половину общего изменения нашего положения (диаметр орбиты Земли). Таким образом, мы определяем угол параллакса как половину наблюдаемого полного углового сдвига. Пусть ? будет параллаксом.5 Если a — радиус орбиты Земли, а d — расстояние до звезды, то по приближению малого угла

? = a/d.

Fig. 3

Рис. 3. Тригонометрический параллакс.

 

 Если ? измеряется в секундах дуги, то при соответствующем изменении единиц можно записать приведенное выше уравнение

? = 1/d,

где соответствующей единицей расстояния для d является парсек (пк). Мы выбираем эту единицу и это название, потому что это — расстояние, необходимое для звезды, чтобы иметь параллакс в одну секунду дуги. ПК равен 3,09 ? 1013 км или 3,26 световых лет. Очевидно, что ближайшие звезды будут иметь самые большие параллаксы. Ближайшая звезда (Проксима Центавра) составляет 1,3 пк, что соответствует параллаксу 0."76.6

Фридрих Бессель (1784-1846) измерил первый параллакс в 1838 году. Звезда, которую он измерил, была 61 Лебедя. На протяжении большей части девятнадцатого века астрономы использовали нитяной микрометр, прикрепленный к телескопу для измерения параллаксов. Нитяной микрометр имеет две тонкие линии (обычно паутину), просматриваемые через окуляр. По крайней мере, одна из линий может быть перемещена винтом с очень тонкими резьбами. Нитяной микрометр позволяет проводить очень точные измерения малых углов, таких как те, которые необходимы при измерениях параллакса. В начале XX века астрономы переключились на фотографию. Стандартная процедура измерения параллакса заключалась в точном измерении положения звезды-мишени относительно фоновых звезд на фотографиях, сделанных с интервалом в шесть месяцев по обе стороны орбиты Земли вокруг Солнца. Для этого астрономы построили измерительные двигатели с очень тонкими резьбовыми винтами для перемещения окуляра над фотографическими пластинами. Любая разница в положении является результатом параллакса. Традиционное измерение параллакса, выполненное таким образом, очень утомительно, так каков процесс отбора подходящих звезд-кандидатов для дальнейшего изучения? Астрономы выбирают звезды с высоким собственным движением из исследований правильного движения. Я объясню правильное движение в следующем разделе.

При хороших условиях погрешность традиционных измерений параллакса составляет около 0."01. Потому что параллакс 0."01 дал бы расстояние 100 пк, многие люди ошибочно заключают, что тригонометрический параллакс работает на расстоянии 100 пк. Даже в некоторых учебниках астрономии содержится эта неправда. Предположим, что мы измеряем параллакс звезды равным 0."01. Вычисленное расстояние действительно будет 100 пк, но 0."01 ошибочно означает, что фактический параллакс может быть где угодно между 0."00 и 0."02. Эти крайности соответствуют расстояниям от 50 пк до бесконечности. Очевидно, что такой результат бессмыслен. Рассмотрим измерение 0."05, что соответствует расстоянию 20 пк. Начиная с 0."01 — это 20% от 0."05, Это измерение будет иметь погрешность 20%. Таким образом, мы можем сказать, что традиционный наземный параллакс надежен (в пределах 20%) на расстоянии 20 пк (65 световых лет). Обратите внимание, что эта относительная ошибка будет увеличиваться для меньших параллаксов (больших расстояний). Однако расстояния порядка 20 пк сами по себе не являются проблемой для недавнего сотворения. Примерно 760 звезд были определены с такой точностью с помощью классических методов, что, вероятно, составляет около 20% от общего числа звезд в пределах 20 пк от Солнца.

Современные технологии произвели революцию в исследованиях параллакса. CCD (charge coupled device) камеры заменили традиционную фотографию до конца двадцатого века. Устройства с зарядовой связью гораздо более чувствительны, чем фотографические эмульсии. В виду того что CCD записывает цифровое изображение, компьютеры заменяли измерения двигателей, сэкономив много времени и усилий. Кроме того, было разработано несколько очень специализированных экспериментов для измерения параллакса с гораздо большей точностью, чем раньше, но многие из них имеют очень ограниченное применение. До этого момента самым большим ограничением для всех измерений параллакса был эффект размытия атмосферы Земли. Измерения параллакса сделали огромный скачок вперед, когда Европейское космическое агентство (ЕКА) запустило спутник Hipparcos (High Precision PARallax COllecting Satellite/ «высокоточный спутник для сбора паралаксов») в 1989 году. Миссия Hipparcos длилась три с половиной года, и она была специально разработана для того, чтобы использовать почти идеальную среду наблюдения космоса для получения очень точных положений, параллаксов и правильного движения огромного количества звезд с беспрецедентной точностью. Теперь у нас есть надежные расстояния звезд почти до 1000 световых лет (Perryman et al. 1997). Оригинальный каталог Hipparcos содержал данные о почти 120 000 звезд. Аналогичным образом, расположение космического телескопа Хаббла (HST) над атмосферой Земли и его превосходная оптика делают его подходящим инструментом для измерения высокоточных параллаксов, хотя его интенсивное использование для других исследовательских проектов ограничивает это количество времени для позиционной работы.

Опираясь на успех Hipparcos, Европейское космическое агентство планирует запуск Gaia в конце 2013 года. Миссия Gaia имеет несколько целей, включая получение точных расстояний от миллионов звезд до десятков тысяч световых лет. Эта информация должна дать очень хорошую трехмерную карту большей части галактики. В случае успеха, в первый раз прямые измерения расстояния превысят ограничение времени перемещения света в модели недавнего сотворения. Это, конечно, исключит любую вероятность того, что проблема времени может быть решена простым путем обращения к теории о меньшей Вселенной.

Движущийся параллакс

В нашей галактике, Млечном Пути, много звездных скоплений. Звездное скопление — это гравитационно-связанная группа звезд. Существует два типа звездных скоплений: открытые и шаровые. Открытые звездные скопления содержат сотни или даже тысячи звезд, а шаровые содержат от 50 000 до миллиона звезд. Все звезды имеют некоторое движение, которое астрономы называют космическим движением. Космическое движение делится на две составляющие: радиальную и тангенциальную скорости. Радиальная скорость — вдоль линии обзора, и мы можем легко измерить доплеровские смещения линий в спектре звезды. Тангенциальная скорость перпендикулярна нашей прямой видимости, и ее гораздо труднее измерить. Со временем тангенциальная скорость заставит положение звезды в небе немного измениться. Измерения положения звезд, сделанные в течение нескольких лет, позволяют определить скорость изменения положения звезды. Мы называем ее — скорость изменения собственным движением, обозначаемым греческой буквой mu, ?. Правильное движение выражается в дуговых секундах в год. Звезда Барнарда имеет наибольшее собственное движение, 10.4"/год. Собственные движения имеют тенденцию быть наибольшими для близлежащих звезд и практически нулевыми для очень далеких звезд. Как уже упоминалось ранее, надлежащие обследования движения предоставили наиболее вероятных кандидатов для трудоемкой задачи измерения параллакса. Правильные исследования движения, как правило, выполняются путем сравнения широкоформатных фотографий звезд, снятых годы или даже десятилетия назад. В отличие от параллакса, который цикличен, правильное движение накапливается со временем, поэтому фотографии, сделанные в течение нескольких лет или десятилетий, дают большую базовую линию, по которой можно очень точно измерить правильное движение. Хотя мы можем измерять радиальные скорости непосредственно с помощью эффекта Доплера, мы должны знать расстояние для преобразования соответствующих движений в тангенциальные скорости. Если расстояние, d, выражено в пк, а тангенциальная скорость, VT, выражена в км/с, то соотношение

VT = 4,74 ?d.

Члены звездного скопления имеют космические скорости, которые примерно параллельны, потому что они разделяют общее движение. Параллельное движение в пространстве и принцип перспективы заставляют соответствующие движения сходиться или расходиться в какой-то точке неба (рис. 4). Это тот же эффект перспективы, который заставляет параллельные рельсы железнодорожного пути встречаться вблизи горизонта. Точка, в которой собственные движения, по-видимому, пересекаются, является сходящейся точкой. Угол между любой данной звездой в скоплении и точкой конвергенции — это тот же угол, который находится между радиальной скоростью звезды и космической скоростью. Дополнением этого угла является угол между космической скоростью и тангенциальной скоростью. Зная угол и радиальную скорость, мы можем вычислить тангенциальную скорость, а, так как собственное движение известно, мы можем определить расстояние. На практике астрономы применяют этот метод к как можно большему числу членов звездного скопления и усредняют результаты.

Fig. 4

Рис. 4. Собственное движение звезд звездного скопления, по-видимому, сходится в одной точке.

 

 Как и в случае тригонометрического параллакса, движущийся параллакс звездного скопления имеет ограниченный диапазон. В течение многих лет астрономы успешно применяли этот метод только к звездному скоплению Гиад (42 пк) и к двум группам (группа гораздо более протяженная и слабо связанная, чем звездное скопление, и имеет меньше звезд, чем оно). До миссии Hipparcos  метод движущегося кластерного параллакса был гораздо важнее при калибровке других методов. Теперь, когда Hipparcos  значительно улучшил тригонометрический параллакс, этот метод не так важен. Hipparcos пересчитал расстояние до Гиад как 46 пк и использовал метод параллакса движущегося звездного скопления для измерения расстояния до десяти открытых звездных скоплений. Другие исследования с использованием различных методов и телескопов (включая космический телескоп Хаббла) дали аналогичные результаты для Гиад. Среднее из этих результатов, 47 пк, теперь является стандартным расстоянием до Гиад. Движущийся параллакс не работает дальше нескольких сотен световых лет, поэтому этот метод нахождения расстояний не представляет прямой проблемы для недавно созданной Вселенной. В случае успеха Gaia метод движущегося параллакса может выйти из употребления, хотя он может быть полезен для проверки согласованности других методов определения расстояний.

Модуль расстояния, уравнение расстояния и объекты стандартной светимости 

Астрономы используют систему величин для измерения яркости звезд. Величина измеряется по логарифмической шкале. Система величин обладает еще одной особенностью — она находится в обратном направлении. То есть большие числовые величины соответствуют более слабым звездам. Если две звезды имеют интенсивности I1 и I2, то разность величин равна

m2-m1 = -2.5 log (I2/I1).

Система величин калибруется путем принятия стандартных звезд, имеющих определенные значения величины, поэтому точное измерение видимой величины звезды является простым процессом.

Видимая величина — это то, насколько яркой кажется звезда на земле, что, очевидно, зависит от того, насколько яркой на самом деле является звезда (ее внутренняя яркость) и ее расстояние. Астрономы используют абсолютную величину, чтобы выразить внутреннюю яркость звезды. Определение абсолютной величины М — видимая величина звезды, если бы ее расстояние было 10 пк. Разница между двумя величинами, m-M, является модулем расстояния и связана с расстоянием в парсеках уравнением

d = 10 (m-M+5)/5.

Поэтому, если мы знаем абсолютную величину конкретной звезды, мы можем найти ее расстояние, измеряя ее кажущуюся величину и используя приведенную выше формулу расстояния. Позже мы увидим, что существуют объекты стандартной светимости, для которых мы думаем, что знаем M. Эта информация с приведенным выше уравнением дает расстояние.

Статистический параллакс

Существуют классы звезд, для которых мы считаем, что члены этого класса имеют одинаковую абсолютную величину. Примером могут служить звезды того же спектрального класса и класса светимости.7 Другим примером могут служить переменные типа RR Лиры, о которых я расскажу позже. Если мы рассмотрим членов такой однородной группы звезд в узком диапазоне кажущихся величин, то придем к выводу, что они должны находиться на некотором среднем расстоянии. Мы можем определить среднее расстояние, измеряя радиальные скорости и собственные движения выбранной группы звезд. Также необходимо знать расположение Солнечной вершины, направление, в котором Солнце движется в пространстве. Исследования движения давным-давно выявили солнечную вершину.8 Мы можем использовать среднее расстояние и среднюю кажущуюся величину для определения абсолютной величины любого члена выборки из приведенного выше уравнения. Как только мы узнаем абсолютную величину любой конкретной звезды в рассматриваемой нами группе (не обязательно в нашей выборке для установления среднего расстояния), мы можем использовать формулу расстояния, чтобы найти расстояние.

Статистический параллакс не дает уверенности, которая приходит от тригонометрических измерений параллакса, поэтому мы используем первое только тогда, когда последнее терпит неудачу. Статистические методы параллакса были очень полезны при калибровке некоторых косвенных методов, таких как метод переменных типа RR Лиры и метод переменных цефеид. С улучшениями в тригонометрическом параллаксе от Hipparcos, несколько звезд из цефеид и RR лиры можно измерить сразу, поэтому метод статистического параллакса более менее важен теперь. Опять же, если миссия Gaia будет успешной, вероятно, больше не будет необходимости в статистическом методе параллакса.

Фитинг основной последовательности звездного скопления

Диаграмма Герцспрунга-Рассела (HR) представляет собой график зависимости светимости звезд от их температуры (см. Фолкнер и Дейонг 1991 для обсуждения HR-диаграммы). На рис. 5 показана схематическая диаграмма Герцшпрунга-Рассела. Она может отображать другие величины, такие как абсолютная величина против спектрального типа или цвета. При рассмотрении группы звезд на таком же расстоянии (например, в звездном скоплении) диаграмма может оказаться участком видимой звездной величины и цвет. Самый простой способ измерить звездную температуру — это цвет. Мы обычно используем цветные фильтры при измерениях величины. Горячая звезда будет казаться более ярче в синей части спектра, чем в красной. И наоборот, холодная звезда будет ярче в красном цвете, чем в синем (рис. 6). Разница в величине, измеренная в двух разных частях спектра, является цветом. Наиболее распространенным цветом является B-V, где B — синяя величина, а V — визуальная (желто-зеленая) величина, к которой человеческий глаз наиболее чувствителен.9 График зависимости величины от цвета представляет собой диаграмму цвет-величина (color-magnitude/СМ). Наиболее распространенным типом диаграммы цвет-величина является V против B-V. Можно было бы ожидать, что такой график не покажет корреляции между двумя переменными, но большинство звезд падают по диагонали, которую астрономы называют главной последовательностью (MS). Самые горячие звезды обычно самые яркие, а самые холодные обычно самые слабые. Большинство звезд лежат вдоль главной последовательности. Те, что лежат выше главной последовательности, очень велики, поэтому мы называем их гигантами, а те, что лежат ниже, очень малы, и мы называем их белыми карликами.

Fig. 5
Рис. 5. Схема Герцшпрунга-Рассела.

Получение цветовой диаграммы звездного скопления — это вопрос наблюдения. Если звездное скопление не очень далеко и, следовательно, не слабо, мы можем определить основную последовательность. Если предположить, что основная последовательность каждого звездного скопления представляет один и тот же вид звезд, сравнение основной последовательности для разных скоплений покажет относительные расстояния. Например, если одно скопление имеет более слабую основную последовательность, чем другое, то мы заключ

Написать коментарий