Astronet > Metody opredeleniya rasstoyanii do galaktik

Postroenie tochnoi shkaly rasstoyanii vo Vselennoi yavlyaetsya odnoi iz fundamental'nyh problem sovremennoi nauki. V nastoyashee vremya v astronomii net edinogo universal'nogo sposoba opredeleniya rasstoyanii do nebesnyh tel. Po mere perehoda ot blizkih ob'ektov k bolee dalekim odin metod opredeleniya rasstoyanii zamenyaetsya drugim, prichem kazhdyi predydushii obychno sluzhit osnovoi dlya posleduyushego. Sleduet otmetit', chto pryamye metody ocenki rasstoyanii, takie kak izmerenie trigonometricheskih parallaksov, primenimy vsego lish' do rasstoyanii ne prevyshayushih 100 pk. Rasstoyaniya do bolee dalekih zvezd, galaktik, skoplenii galaktik prihoditsya opredelyat' kosvennymi metodami s ispol'zovaniem teh ili inyh kosmicheskih indikatorov, harakteristiki kotoryh nam izvestny. Oshibki pri postroenii shkaly kosmicheskih rasstoyanii veliki i chashe vsego vyzvany oshibkami v otozhdestvlenii kosmicheskih etalonov i netochnost'yu ih kalibrovki. I lish' v poslednie gody, blagodarya progressu v nablyudatel'noi astrofizike,udalos' izmerit' rasstoyaniya do nekotoryh galaktik s oshibkoi ne prevyshayushei 20 %.

Detal'nye obzory osnovnyh metodov opredeleniya rasstoyanii privodyatsya vo mnogih rabotah (naprimer, [1,2]).

Distance Methods in Extragalactig Astrophysics

Vybor togo ili inogo metoda zavisit ot mnogih faktorov. Osnovnymi iz nih yavlyayutsya:

nablyudatel'nye vozmozhnosti (razreshaetsya li dannaya galaktika na zvezdy, sharovye skopleniya ili drugie ob'ekty);
morfologicheskii tip galaktiki;
priemlemaya tochnost' opredeleniya rasstoyaniya i trudoemkost' metoda.

Prodemonstriruem sravnenie tochnosti razlichnyh metodov na primere ocenki rasstoyaniya do skopleniya galaktik v Deve - odnogo iz klyuchevyh voprosov sovremennoi astrofiziki: Sovokupnye oshibki v ocenke rasstoyaniya do skopleniya v Deve

Tip neopredelennostei (m-M)
(zv.vel.)

TRGB

     neopredelennost' fotometricheskogo nul'-punkta HST +/-0.03

     oshibki modelei Funkcii Svetimosti krasnyh gigantov +/-0.06

     oshibki v ocenke poglosheniya sveta v napravlenii Devy +/-0.02

     vnutrenee rasseyanie kalibrovki M_I (TRGB) +/-0.10

     neopredelennost' shkaly rasstoyanii sharovyh skoplenii +/-0.10

     geometricheskaya glubina yadra skopleniya v Deve (+/-1 Mpk) +/-0.13

Polnaya oshibka metoda TRGB (dlya odnoi galaktiki) +/-0.20

Cefeidy

     perehod v PL ot BMO k spiral'nym galaktikam Devy +/-0.17

     v ocenke metallichnosti cefeid +/-0.05

     v ocenke rasstoyaniya do BMO +/-0.10

     v ocenke otnosheniya poglosheniya v napravlenii BMO i Devy +/-0.02

     geometricheskaya glubina spiral'nyh galaktik v Deve (+/-3 Mpk) +/-0.35

Polnaya oshibka metoda Cefeid (dlya odnoi galaktiki) +/-0.41

Planetarnye tumannosti

     v postroenii nablyudaemyh FSPT +/-0.10

     fotometricheskii nul'-punkt i kalibrovka fil'trov +/-0.06

     v ocenke otnosheniya poglosheniya v napravlenii M31 i Devy +/-0.02

     v ocenke rasstoyaniya do M31 +/-0.10

     v opredelenii opornoi modeli FSPT +/-0.05

     geometricheskaya glubina yadra skopleniya v Deve (+/-1 Mpk) +/-0.13

Polnaya oshibka metoda FSPT (dlya odnoi galaktiki) +/-0.21

Kratkii obzor osnovnyh metodov opredeleniya rasstoyanii do galaktik.

1. Cefeidy.

Cefeidy na dannoe vremya ostayutsya naibolee tochnymi indikatorami rasstoyanii na promezhutke do 10 Mpk. Yarkosti cefeid zaklyucheny v predelah -2^m >M_v> -6^m i, vsledstvie peremennosti ih bleska, oni legko vyyavlyayutsya i klassificiruyutsya.

Klassicheskie cefeidy (I-go tipa naseleniya) - eto molodye ob'ekty, prinadlezhashie diskovoi sostavlyayushei: oni obnaruzhivayutsya v galaktikah, v kotoryh do nedavnego vremeni proishodilo zvezdoobrazovanie, t.e. v S i Irr-galaktikah. Periody cefeid ot neskol'kih dnei do neskol'ko sot dnei.

Dlya polucheniya rasstoyaniya po cefeidam trebuyutsya dostatochno bol'shie i tochnye ryady nablyudenii. No dazhe, esli izvesten absolyutno tochno period odnoi iz cefeid v galaktike, to oshibka v opredelyaemom rasstoyanii sostavit okolo 30%. Prichinoi etogo yavlyaetsya razbros znachenii v zavisimosti period-svetimost'-cvet(PLC) - shirina polosy razbrosa, naprimer, v cvete B - 1.2^m; v V - 0.9^m; a v B-V ~0.4^m [3]. Dlya povysheniya tochnosti trebuetsya iskat' kak mozhno bol'she cefeid v nablyudaemoi galaktike. V itoge oshibku mozhno svesti k 10%. Krome togo, neobhodimo uchityvat' oshibku kalibrovki nul'-punkta sootnoshenii PL i PC, kotorye opredelyayutsya po cefeidam BMO i MMO, a takzhe oshibki fotometrii.

V nastoyashii moment osnovnye faktory, vliyayushie na neopredelennost' ocenki rasstoyaniya do galaktik po cefeidam, sleduyushie:

Nedostatochnoe chislo nablyudaemyh cefeid;
Netochnost' v opredelenii rasstoyaniya do BMO i MMO(+/-0.13^m), cefeidy kotoryh ispol'zuyut dlya kalibrovki sootnosheniya PLC;
Netochnost' v ocenke yarkosti cefeidy, vsledstvie otsutstviya vozmozhnosti tochno uchest' neravnomernost' poglosheniya sveta v galaktike.

Bol'shaya trudoemkost' i neobhodimost' dlitel'nyh ryadov nablyudenii priveli k poyavleniyu vtorichnyh indikatorov rasstoyanii, kotorye kalibruyutsya, v osnovnom, po cefeidam.

2. Sverhgiganty.

Dlya blizkih galaktik,razreshimyh na zvezdy (do 25 Mpk), v kachestve "standartnoi svechi" byvaet celesoobrazno ispol'zovat' yarchaishie zvezdy (golubye i krasnye sverhgiganty - BSG i RSG). Takie zvezdy predstavlyayut interes eshe i kak predel'nye po masse i svetimosti obrazcy zvezd.

Golubye sverhgiganty mozhno ispol'zovat' dlya proverki Eddingtonovskogo predela svetimosti, poskol'ku yarchaishie iz nih nahodyatsya u etogo predela, kogda v zvezde v ravnovesii svetovoe davlenie i sila gravitacii. U yarchaishih BSG Mb= -10^m+/-0.15^m. Poetomu oni razlichimy pri sovremennom urovne nablyudenii do m-M=34^m (t.e. do 60 Mpk).

Fizicheskie prichiny sushestvovaniya predela svetimosti u RSG ne do konca yasny, hotya nalichie etogo predela ustanovleno empiricheski. Krasnye sverhgiganty takzhe ispol'zuyut dlya proverki teorii evolyucii massivnyh zvezd. Absolyutnye bolometricheskie zvezdnye velichiny RSG poryadka -9.5^m.

Vazhnym sobytiem v dele ocenki rasstoyaniya do galaktik s pomosh'yu yarchaishih zvezd stalo ispol'zovanie zavisimosti mezhdu absolyutnoi zvezdnoi velichinoi yarchaishih sverhgigantov i svetimost'yu ih roditel'skoi galaktiki, kotoraya obsuzhdalas' eshe v rabotah Habbla. Vid etoi zavisimosti razlichen dlya BSG i RSG.

Pri ispol'zovanii yarchaishih zvezd,kak i pri lyubom drugom metode, osnovannom na nebol'shom chisle ekstremal'nyh ob'ektov v galaktikah neobhodimo uchityvat' effekty selekcii.

3. Krasnye giganty.

Sandage v 1971 godu nashel [4], chto yarchaishie krasnye giganty imeyut shodnuyu absolyutnuyu zvezdnuyu velichinu M_v = -3.0^m+/-0.2^m i chto ih mozhno ispol'zovat' dlya ocenok rasstoyanii. V nashe vremya polagayut, chto eti krasnye zvezdy predstavlyayut libo krainyuyu tochku pervogo pod'ema vetvi krasnyh gigantov (RGB) zvezd malyh mass, libo bolee yarkuyu asimptoticheskuyu vetv' gigantov (AGB).

Tochnost' ocenok rasstoyanii (+/-0.2^m) pochti sravnima s pervichnymi indikatorami rasstoyanii: s cefeidami ili zvezdami tipa RR Liry. Metod v to zhe vremya imeet ryad dostoinstv v sravnenii s cefeidami i zvezdami tipa RR Liry:

Nablyudeniya pokazali, chto I_TRGB v intervale oshibok +/-0.1^m ne chuvstvitel'na k metallichnosti [Fe/H] < -0.7 dex;
Metod trebuet gorazdo men'she nablyudatel'nogo vremeni, chem dlya peremennyh zvezd;
Absolyutnaya zvezdnaya velichina v cvete I dlya TRGB M_I = -4^m, chto na 4^m yarche, chem u zvezd tipa RR Liry;
Po sravneniyu s cefeidami, krasnye giganty mogut raspolagat'sya vdaleke ot oblastei zvezdoobrazovaniya,chto umen'shaet vliyanie poglosheniya na ih zvezdnuyu velichinu.

Pri sovremennom urovne nazemnyh teleskopov metod mozhet uspeshno primenyat'sya k galaktikam, nahodyashimsya na rasstoyaniyah do (m-M)=28^m (~4 Mpk - poryadka rasstoyaniya do gruppy M81) [5].

4. Metod flyuktuacii poverhnostnoi yarkosti.

Razreshimye na zvezdy galaktiki dayut vozmozhnost' izuchat' v nih istoriyu zvezdoobrazovaniya, vydelyat' otdel'nye tipy zvezd (sverhgiganty, cefeidy) i opredelyat' po nim rasstoyaniya do galaktik. Odnako bol'shinstvo galaktik ne razreshaetsya na zvezdy (v silu nedostatochnogo uglovogo razresheniya), hotya priemniki izlucheniya sposobny zaregistrirovat' dostatochnoe chislo fotonov ot yarchaishih zvezd. Poetomu zakonomernym razvitiem metoda yarchaishih zvezd stal metod flyuktuacii poverhnostnoi yarkosti, kotoryi mozhno ispol'zovat' dlya ellipticheskih galaktik ili dlya baldzhei nekotoryh spiralei.

Na praktike posle pervichnyh redukcii iz kadra vychitaetsya sglazhennoe izobrazhenie galaktiki i dal'neishie ocenki flyuktuacii provodyat po ostatochnomu izobrazheniyu.Vazhnoi problemoi na etom etape yavlyaetsya pravil'noe isklyuchenie iz kadra vseh artefaktov, kotorye mogut privesti k nepravil'noi ocenke flyuktuacii: proektiruyushiesya zvezdy fona i drugie postoronnie ob'ekty, defektnye pikseli i oblasti soderzhashie pyl'. Poluchayushiesya flyuktuacii poverhnostnoi yarkosti podvergayut dvumernomu preobrazovaniyu Fur'e, chto pozvolyaet otdelit' shum schityvaniya, kosmicheskie chasticy i drobovoi shum fotonov, kotorye imeyut spektr moshnosti belogo shuma , a takzhe sluchainye flyuktuacii, zvezdy, sharovye skopleniya i galaktiki fona ,kotorye ne byli isklyucheny iz dannyh v silu shozhesti ih spektra so spektrom funkcii rasseyaniya tochki.

Metod flyuktuacii poverhnostnoi yarkosti primenim, v osnovnom, k rannim tipam galaktik v silu dvuh prichin:

V ellipticheskih i linzovidnyh galaktikah men'she pyli, znachit men'she i pogloshenie sveta;
V nih, v silu bol'shoi dispersii skorostei,ne obrazuyutsya struktury, podobnye spiral'nym rukavam, kotorye privodyat k tomu, chto flyuktuacii ot pikselya k pikselyu uzhe ne yavlyayutsya sluchainymi.

Dlya ocenki flyuktuacii naibolee predpochtitelen fil'tr I v silu dvuh prichin:

krasnye giganty naibolee yarki v etoi oblasti dlin voln, chto svodit k minimumu sil'noe vliyanie fona neba;
umen'shaetsya vliyanie poglosheniya sveta na pyli.

Kalibrovka nul'-punkta M_I mozhet provoditsya tremya putyami:

s pomosh'yu modelirovaniya zvezdnogo naseleniya v galaktikah;
po sharovym skopleniyam Galaktiki;
po galaktikam, prinadlezhashih Mestnoi Gruppe.

Etot metod, dayushii tochnost' do 0.15^m, na dannoe vremya yavlyaetsya odnim iz naibolee tochnyh metodov.

5. Sharovye skopleniya.

Eti skopleniya staryh zvezd obnaruzhivayutsya v galo vseh bol'shih galaktik.Tipichnye sharovye skopleniya imeyut absolyutnye zvezdnye velichiny M_v = -7^m (-7.5^m), chto sravnimo s yarkost'yu sverhgigantov; a v gigantskih ellipticheskih galaktikah,kotorye mogut soderzhat' tysyachi sharovyh skoplenii, yarchaishie iz nih mogut dostigat' svetimostei M_v~-11^m, chto prevyshaet yarkost' lyubyh drugih zvezdnyh indikatorov rasstoyanii (za isklyucheniem sverhnovyh). Oni obnaruzhivayutsya na rasstoyaniyah do 100 Mpk na krupneishih nazemnyh teleskopah.

Eto vse delaet prityagatel'nym ispol'zovanie ih v kachestve "standartnyh svechei".

V nastoyashee vremya ispol'zuyut dva metoda dlya ocenki rasstoyanii po ShZS:

Ispol'zovanie funkcii svetimosti [1];
Ispol'zovanie dispersii skorostei zvezd v sharovyh skopleniyah [6]

Poslednii metod primenim poka tol'ko k blizkim galaktikam Mestnoi Gruppy i yavlyaetsya analogom sootnosheniya Faber - Jackson dlya ellipticheskih galaktik.

Harakternaya forma interpolyacionnoi krivoi funkcii svetimosti v vide gaussiany pozvolyaet ispol'zovat' vse mnozhestvo nablyudaemyh sharovyh skoplenii dlya ocenki rasstoyaniya do ih roditel'skoi galaktiki, chto daet bol'she poleznoi informacii o rasstoyanii, chem neskol'ko yarchaishih skoplenii. Dlya ocenki rasstoyaniya opredelyayut maksimum funkcii svetimosti m_o, kotoraya i yavlyaetsya "standartnoi svechei". Harris [7] pokazal, chto absolyutnaya zvezdnaya velichina M_o v maksimume funkcii svetimosti sharovyh skoplenii pochti ne zavisit ot svetimosti roditel'skoi galaktiki. Zamechatel'nym faktom yavlyaetsya otsutstvie razlichii mezhdu M_o sharovyh skoplenii v spiral'nyh i ellipticheskih galaktikah. Eto daet vozmozhnost' ispol'zovat' sharovye skopleniya v kachestve indikatorov otnositel'nyh rasstoyanii mezhdu galaktikami razlichnyh morfologicheskih tipov.

Metod predpochtitel'no ispol'zovat' dlya gigantskih ellipticheskih galaktik, kotorye soderzhat bol'she tysyachi sharovyh skoplenii. Bol'shim dostoinstvom yavlyaetsya takzhe to, chto sharovye skopleniya nahodyatsya chashe vsego v galo galaktik i vsledstvie etogo na ocenku rasstoyaniya ne nakladyvayutsya oshibki za razlichie vnutrennego pokrasneniya, za perenalozhenie ob'ektov i nepravil'noe otozhdestvlenie, a takzhe za nepravil'nyi uchet naklona galaktiki.

Srednyaya tochnost' ocenki rasstoyaniya po FSShS poryadka 0.4^m dlya odnoi galaktiki. Predel'nye rasstoyaniya kotorye dostupny s pomosh'yu etogo metoda, ogranichennye vozmozhnostyami sovremennyh nazemnyh teleskopov,poryadka 50 Mpk.

6. Planetarnye tumannosti.

Svetimost' molodyh planetarnyh tumannostei sravnima so svetimost'yu yarchaishih zvezd i nesmotrya na to, chto uzkie interferencionnye fil'try (shirinoi poryadka 30A) v polose [5007A] propuskayut vsego okolo 15% energii, ispuskaemoi etimi yarkimi istochnikami,ostavshayasya chast' pozvolyaet vydelit' ih na izobrazheniyah blizkih galaktik, v kotoryh za schet vybora fil'tra podavleny osnovnye zvezdy. V bol'shih blizkih galaktikah takim obrazom mozhno uvidet' neskol'ko soten planetarnyh tumannostei, funkciya svetimostei kotoryh imeet oblast' znachenii poryadka dvuh zvezdnyh velichin. Vid funkcii svetimostei horosho predstavlyaetsya eksponencial'nym zakonom, s uchetom togo, chto v oblasti predel'no slabyh zvezdnyh velichin chasto nablyudaetsya zaval.

Metod FSPT v osnovnom primenyaetsya k galaktikam rannih morfologicheskih tipov, v pervuyu ochered' v silu togo, chto dlya galaktik pozdnih morfologicheskih tipov vozrastaet veroyatnost' pereputat' planetarnye tumannosti s kompaktnymi oblastyami HII.

Etot metod sravnitel'no novyi i eshe nedostatochno horosho issledovana universal'nost' primeneniya funkcii svetimostei planetarnyh tumannostei dlya razlichnyh galaktik, hotya uzhe bylo otmecheno poka eshe ploho ob'yasnyaemoe otsutstvie znachimoi korrelyacii mezhdu FSPT i metallichnost'yu, a takzhe otnositel'nym vozrastom zvezdnogo naseleniya materinskoi galaktiki. Otmechena zavisimost' mezhdu svetimost'yu roditel'skoi galaktiki i FSPT [8] (analogichno sverhgigantam).

7. Novye zvezdy.

Osnovoi metoda ocenki rasstoyaniya po novym sluzhit zavisimost' mezhdu ih svetimost'yu(zvezdnoi velichinoi) v maksimume i skorost'yu ubyvaniya yarkosti posle vspyshki, otkrytaya v 1936 godu Zwicky.

Dlya ocenki rasstoyaniya po etomu metodu neobhodimo izmerit' vidimuyu zvezdnuyu velichinu novoi kak mozhno blizhe k maksimumu svetimosti i znachenie skorosti ubyvaniya svetimosti,kogda yarkost' umen'shaetsya na 2 zvezdnye velichiny posle maksimuma.

Summarnaya oshibka ocenki rasstoyaniya po krivym ubyvaniya novyh sostavlyaet poryadka +0.4^m.

Krome opisannogo vyshe sposoba ocenki rasstoyaniya v razlichnyh rabotah byli predlozheny drugie indikatory rasstoyanii, svyazannye s novymi, kratko opisannye v [1], i dayushie shodnye tochnosti:

Srednyaya zvezdnaya velichina vseh nablyudennyh novyh v dannoi galaktike na 15 den' posle maksimuma (<M₁₅> = -5.60^m+0.14^m);
Funkciya svetimosti novyh: a) v maksimume svetimosti (blizka k gaussiane); b) v minimume mezhdu pervym i povtornym pikami - dlya sootvetstvuyushih novyh; v) integral'naya funkciya svetimostei novyh v maksimume (lineina v shirokom diapazone zvezdnyh velichin i imeet prakticheski postoyannyi naklon);
Zavisimost' mezhdu promezhutkom vidimosti novoi i nekotoroi absolyutnoi zvezdnoi velichinoi v nekotoryi fiksirovannyi moment ot nachala vspyshki.

8. Sverhnovye.

Sverhnovye - chrezvychaino yarkie (M_b = -19.5^m) tochechnye istochniki i vsledstvie etogo rassmatrivayutsya kak odni iz naibolee privlekatel'nyh standartnyh istochnikov dlya bol'shih rasstoyanii (poryadka 50 Mpk).

Sverhnovye I tipa (SNeI) vydelyayutsya otsutstviem vodoroda i geliya v ih opticheskom spektre i imeyut podklassy Ia, Ib, Ic [9].

Otnositel'naya odinakovost' krivyh bleska i shozhest' evolyucii spektrov SNeIa priveli k tomu, chto ih chasto ispol'zuyut dlya opredeleniya kosmologicheskih parametrov H₀ i q₀ [10]. Etot tip sverhnovyh yavlyaetsya k tomu zhe yarchaishim sredi ostal'nyh tipov.

Vspyshka SN 1987A v BMO vozvratila interes k ispol'zovaniyu metoda Baade-Wesselinka dlya ocenki geometricheskogo razmera rasshiryayusheisya fotosfery SNeII, kalibrovku kotorogo svyazyvayut s etoi sverhnovoi (ona takzhe dala na segodnyashnii moment naibol'shuyu tochnost' dlya kalibrovki nul'-punkta cefeid).

V principe mozhno ispol'zovat' i sverhnovye tipov Ib, Ic i II-L, no oni i slabee i vspyhivayut rezhe.

Nebol'shoe kolichestvo zaregistrirovannyh sverhnovyh ne daet poka vozmozhnost' ocenit' universal'nost' primenimosti etogo metoda, i uluchshit' tochnost' kalibrovki.

Vyshe perechislennye metody otnosilis' v osnovnom k chisto fotometricheskim. Metody, o kotorom rech' poidet dalee, pomimo fotometricheskih parametrov trebuyut nablyudenii luchevyh skorostei i potomu ih mozhno nazvat' dinamicheskimi.

9. Zavisimost' Talli-Fishera.

Istoricheski pervym poyavilsya na svet metod, kotoryi v nashi dni izvesten kak metod Talli-Fishera, hotya, kak ukazyvaetsya v [1], shodnyi metod primenyal dlya ocenki rasstoyaniya do M31 Opik eshe v 1922 godu. Talli i Fisher v 1977 v svoei rabote [11] byli pervymi, kto otstaival primenimost' ispol'zovaniya dlya opredeleniya rasstoyanii metoda, v kotorom ustanavlivalas' empiricheskaya zavisimost' mezhdu svetimost'yu galaktiki pozdnego tipa i shirinoi linii 21 sm (t.e. skorost'yu vrasheniya galaktiki).

Dlya ocenki rasstoyaniya po metodu TF neobhodimo poluchit' vidimye zvezdnye velichiny galaktik iz nekotoroi vyborki, ispravlennye za pogloshenie sveta v Mlechnom Puti i vnutrennee pogloshenie v kazhdoi galaktike, a takzhe kakim-libo sposobom izmerennye skorosti vrasheniya, ispravlennye za naklon galaktik.

Galaktiki, sil'no naklonennye k luchu zreniya, naibolee udobny dlya analiza rasstoyaniya po TF-zavisimosti, t.k. sootvetstvuyushie popravki v rotacionnye skorosti maly, hotya v to zhe vremya rastut popravki za vnutrennee pogloshenie (osobenno sil'no pogloshenie proyavlyaetsya v fotometricheskoi polose B). Pri ocenke rasstoyanii v etoi oblasti dlin voln zavisimost' Talli-Fishera imeet naibol'shuyu dispersiyu (>0.5) [12] vsledstvie:

a) bol'shih neopredelennostei v popravke za pogloshenie sveta;

b) bol'shaya chast' golubogo sveta galaktiki mozhet prihodit' ot golubyh korotko zhivushih zvezd galaktiki, kotorye sostavlyayut maluyu chast' massy galaktiki;

v) rosta netochnostei v opredelenii naklona galaktiki , prichina kotoryh - bol'shaya chuvstvitel'nosti polosy B k pyli i oblastyam HII, kotorye v pervuyu ochered' svyazany so spiral'nymi rukavami.

Spiral'nye i irregulyarnye galaktiki nablyudayutsya kak v bogatyh skopleniya galaktik, tak i po odinochke. Metod TF naibolee polezen dlya provedeniya massovyh statisticheskih rabot v skopleniyah dalekih galaktik dlya ocenki struktury Vselennoi na bol'shih rasstoyaniyah.

10. Zavisimost' Faber-Dzheksona.

Fundament, na osnove kotorogo byl predlozhen metod Dn-, - korrelyaciya mezhdu svetimost'yu normal'nyh ellipticheskih galaktik i dispersiei ih central'nyh skorostei, otkrytaya Faber i Dzheksonom v 1976 godu [13]. V posledstvii ot svetimosti galaktiki pereshli k drugomu svyazannomu s nei parametru Dn, kotoryi opredelyaetsya kak diametr galaktiki do izofoty s poverhnostnoi yarkost'yu v cvete B 20.75 mag/[]" [14]. Etot parametr privodit k men'shim oshibkam, chem ispol'zovanie polnyh zvezdnyh velichin. On horosho opredelyaetsya, esli priblizhat' profil' E-galaktiki izvestnym zakonom Vakulera "r^1/4".

Naibol'shuyu pol'zu metod mozhet prinesti, esli ispol'zovat' ego dlya izmerenii otnositel'nyh rasstoyanii mezhdu galaktikami.

11. Novye metody i perspektivy na budushee.

V poslednee vremya byli predlozheny i drugie sposoby ocenki rasstoyanii. Veroyatno, nekotorye iz nih so vremenem zaimut sootvetstvuyushee mesto v vyshe perechislennoi cepochke po ocenke rasstoyanii vo Vselennoi. Poka zhe universal'nost' primenimosti etih metodov nedostatochno izuchena i poetomu perechislim lish' nekotorye iz nih:

na vozmozhnost' ispol'zovaniya molekulyarnyh kolec v galaktikah dlya ocenki rasstoyaniya bylo ukazano v rabote [15];
v [16] predlozheno ispol'zovat' rasseyannye skopleniya v kachestve standartnyh istochnikov;
v rabotah [17,18] ispol'zovalis' uglerodnye zvezdy dlya ocenki rasstoyaniya do NGC 55;
po zheltym sverhgigantam (YSG) ocenili rasstoyanie do NGC 4523 v stat'e [19].
poluchaet vse bol'shee rasprostranenie metod gravitacionnogo linzirovaniya, opisanie kotorogo mozhno naiti, naprimer v [22];
opisanie metoda ocenki rasstoyanii na osnove "effekta Syunyaeva - Zel'dovicha" privedeno v [23];
ispol'zuya teoreticheskoe predpolozhenie o gravitacionnoi ustoichivosti gazovogo diska galaktiki s izvestnym raspredeleniem plotnosti gaza i krivoi vrasheniya, Zasov i Bizyaev ("metod Zasova") predlozhili novyi metod ocenok rasstoyanii, ispol'zuya kotoryi oni prishli k korotkoi shkale rasstoyanii H₀ = 90 ^km/sek/Mpk [24].

Za poslednee vremya proizoshli ser'eznye izmeneniya v metodike ocenok vnegalakticheskih rasstoyanii: byli vvedeny novye metody, isklyucheny nekotorye starye, dayushie nebol'shuyu tochnost' (naprimer, metod ocenok rasstoyanii po razmeram oblastei HII), byli izucheny razlichnye fotometricheskie popravki (naprimer,za pogloshenie,za metallichnost', za tip i svetimost' roditel'skoi galaktiki i t.p.), statisticheskie popravki (effekt Malmquist'a [20,21]), byli peresmotreny ocenki tochnosti dlya raznyh metodov i t.d. Dal'neishii progress svyazan s bolee tochnoi kalibrovkoi vseh "standartnyh svechei", s uchetom novyh effektov i zavisimostei, chto v osnovnom opredelyaetsya razvitiem kak nablyudatel'noi bazy, tak i prodvizheniem teoreticheskih issledovanii.

Bibliografiya.

[1] Jacoby,G.H. et al.,1992,Publ.of Astron.Soc.of Pacific, Vol.104,No.678,p.599-662

[2] Van den Bergh.,1992,Publ.of Astron.Soc.of Pacific, Vol.106,No.680

[3] Freedman,W.L.,Madore B.F.,1990,Astrophysical Journal, Vol.365,p.186

[4] Sandage,A.R.,1971,in Nuclei of Galaxies, ed.D.J.K.O'Connel,p.601

[5] Lee,M.G.,Freedman,W.L.,Madore,B.F.,1993,Astrophysical Journal, Vol.417,p.553-559

[6] Paturel,G.,Garnier,R.,1992,Astron.& Astroph.Journal, Vol.254,No1-2,p.93-95

[7] Harris,W.E.,1991,Ann.Rev.Astr.Ap., Vol.29,p.543

[8] Bottinelli,L. et al.,1991,Astron.& Astroph.Journal, Vol.252,No2,p.550-556

[9] Branch,D. et al.,1991,Comment.on Ap., Vol.XV,p.221

[10] Branch,D.,Tammann,G.A.,1992,Ann.Rev.Astr.Ap., Vol.30,p.359

[11] Tully,R.B.,Fisher,J.R.,1977,Astron.& Astroph.Journal, Vol.54,p.661

[12] Guhathakurta,P. et al.,1993,Publ.of Astron.Soc.of Pacific, Vol.105,p.1022-1027

[13] Faber,S.M.,Jackson,R.E.,1976,Astrophysical Journal, Vol.204,p.668

[14] Dressler,A. et al.,1987,Astrophysical Journal, Vol.313,p.43

[15] Sofue,Y.,1991,Publ.of Astr.Soc. of Japan, Vol.43,No5,p.671-684

[16] Janes,K.A. et al.,1992,Mem.Soc.Astron.Italiana, Vol.63,No2,p.283

[17] Pritchet,C.J. et al.,1987,Astrophysical Journal, Vol.316,p.517

[18] Pritchet,C.J. et al.,1987,Astrophysical Journal, Vol.318,p.507

[19] Shanks,T.,Tanvir,N.R. et al.,1992,Mon.Not.of Royal.Astr.Soc., Vol.256,p.29

[20] Hendry,M,A.,Simmons,J.F.L.,1990,Astron.& Astroph.Journal, Vol.237,p.275-282

[21] Luri,X. et al.,1993,Astron.& Astroph.Journal, Vol.267,p.305-307

[22] Dahle,H.,Maddot,S. et al.,1994,Astrophysical Journal (Lett.), Vol.435,L.79

[23] McHardy,J.,Stewart,G. et al.,1990,MNRAS, Vol.242,p.215

[24] Bizyaev,D.,V.,1997,AZh, Tom 74,N2,str.172-176

Publikacii s klyuchevymi slovami: Sverhnovye - Mestnaya gruppa galaktik - krasnyi gigant - Magellanovy Oblaka - Cefeidy - Skoplenie galaktik - mestnoe sverhskoplenie - shkala rasstoyanii - funkciya svetimostei galaktik - zavisimost' Talli-Fishera - zavisimost' Faber-Dzhonsona - zvezdy tipa RR Liry - Pleyady - Postoyannaya Habbla - Sharovoe skoplenie
Publikacii so slovami: Sverhnovye - Mestnaya gruppa galaktik - krasnyi gigant - Magellanovy Oblaka - Cefeidy - Skoplenie galaktik - mestnoe sverhskoplenie - shkala rasstoyanii - funkciya svetimostei galaktik - zavisimost' Talli-Fishera - zavisimost' Faber-Dzhonsona - zvezdy tipa RR Liry - Pleyady - Postoyannaya Habbla - Sharovoe skoplenie

Sm. takzhe:

Milliony zvezd v ω Centavra

Skoplenie galaktik v Volosah Veroniki

Sharovoe zvezdnoe skoplenie 47 Tukana

Pleyady: Sem' Sester v pyli

Pik Pleyad

UHZ1: dalekaya galaktika i chernaya dyra

Skoplenie galaktik v Pechi

Vse publikacii na tu zhe temu >>

Obsudit' etu publikaciyu

Versiya dlya pechati

Astrometriya - Astronomicheskie instrumenty - Astronomicheskoe obrazovanie - Astrofizika - Istoriya astronomii - Kosmonavtika, issledovanie kosmosa - Lyubitel'skaya astronomiya - Planety i Solnechnaya sistema - Solnce