26.4: Позагалактична шкала відстані

Last updated
Save as PDF

Page ID: 78472

\( \newcommand{\vecs}[1]{\overset { \scriptstyle \rightharpoonup} {\mathbf{#1}} } \) \( \newcommand{\vecd}[1]{\overset{-\!-\!\rightharpoonup}{\vphantom{a}\smash {#1}}} \)\(\newcommand{\id}{\mathrm{id}}\) \( \newcommand{\Span}{\mathrm{span}}\) \( \newcommand{\kernel}{\mathrm{null}\,}\) \( \newcommand{\range}{\mathrm{range}\,}\) \( \newcommand{\RealPart}{\mathrm{Re}}\) \( \newcommand{\ImaginaryPart}{\mathrm{Im}}\) \( \newcommand{\Argument}{\mathrm{Arg}}\) \( \newcommand{\norm}[1]{\| #1 \|}\) \( \newcommand{\inner}[2]{\langle #1, #2 \rangle}\) \( \newcommand{\Span}{\mathrm{span}}\) \(\newcommand{\id}{\mathrm{id}}\) \( \newcommand{\Span}{\mathrm{span}}\) \( \newcommand{\kernel}{\mathrm{null}\,}\) \( \newcommand{\range}{\mathrm{range}\,}\) \( \newcommand{\RealPart}{\mathrm{Re}}\) \( \newcommand{\ImaginaryPart}{\mathrm{Im}}\) \( \newcommand{\Argument}{\mathrm{Arg}}\) \( \newcommand{\norm}[1]{\| #1 \|}\) \( \newcommand{\inner}[2]{\langle #1, #2 \rangle}\) \( \newcommand{\Span}{\mathrm{span}}\)

Цілі навчання

До кінця цього розділу ви зможете:

Опишіть використання змінних зірок для оцінки відстаней до галактик
Поясніть, як стандартні цибулини та відношення Туллі-Фішера можуть бути використані для оцінки відстаней до галактик

Щоб визначити багато властивостей галактики, такі як її світність або розмір, ми повинні спочатку знати, наскільки вона далеко. Якщо ми знаємо відстань до галактики, ми можемо перетворити, наскільки яскравою галактика здається нам на небі, у її справжню світність, оскільки ми знаємо, як точно світло затемнюється на відстані. (Та ж галактика в 10 разів далі, наприклад, виглядала б в 100 разів тьмянішою.) Але вимір галактичних відстаней - одна з найскладніших проблем в сучасній астрономії: всі галактики знаходяться далеко, а більшість настільки віддалені, що ми не можемо навіть розгледіти в них окремі зірки.

Протягом десятиліть після початкової роботи Хаббла методи, що використовуються для вимірювання відстаней галактик, були відносно неточними, і різні астрономи вивели відстані, які відрізнялися стільки ж, скільки два рази. (Уявіть, якби відстань між вашим будинком або гуртожитком та вашим класом астрономії була такою невизначеною; було б важко переконатися, що ви вчасно потрапили на заняття.) Однак за останні кілька десятиліть астрономи розробили нові методи вимірювання відстаней до галактик; найголовніше, всі вони дають однакову відповідь з точністю близько 10%. Як ми побачимо, це означає, що ми, нарешті, зможемо зробити достовірні оцінки розмірів Всесвіту.

Змінні зірки

Перш ніж астрономи могли вимірювати відстані до інших галактик, вони спочатку повинні були встановити масштаб космічних відстаней, використовуючи об'єкти в нашій власній Галактиці. Ми описали ланцюжок цих методів відстані в Небесних відстанях (і ми рекомендуємо переглянути цю главу, якщо минув деякий час з моменту її прочитання). Астрономи були особливо в захваті, коли виявили, що вони можуть вимірювати відстані за допомогою певних видів іскросвітних змінних зірок, таких як цефеїди, які можна побачити на дуже великих відстанях (рис.\(\PageIndex{1}\)).

Після того, як змінні в сусідніх галактиках використовувалися для вимірювання відстані протягом декількох десятиліть, Вальтер Бааде показав, що насправді існує два види цефеїд і що астрономи мимоволі їх змішували. В результаті на початку 1950-х років відстані до всіх галактик довелося збільшити приблизно в два рази. Ми згадуємо це, тому що хочемо, щоб ви мали на увазі, коли ви читаєте, що наука - це завжди дослідження, яке триває. Наші перші попередні кроки в таких складних дослідженнях завжди підлягають майбутньому перегляду, оскільки наші методи стають більш надійними.

Обсяг роботи, пов'язаної з пошуком цефеїдів та вимірюванням їх періодів, може бути величезним. Наприклад, Хаббл отримав 350 фотографій галактики Андромеди за період 18 років і зміг ідентифікувати лише 40 цефеїд. Незважаючи на те, що цефеїди є досить світяться зірками, їх можна виявити лише приблизно в 30 найближчих галактиках за допомогою найбільших у світі наземних телескопів.

Як згадувалося в «Небесні відстані», одним з основних проектів, здійснених протягом перших років роботи космічного телескопа Хаббла, було вимірювання цефеїд у більш віддалених галактиках для підвищення точності позагалактичної шкали відстані. Нещодавно астрономи, що працюють з космічним телескопом Хаббла, розширили такі вимірювання до 108 мільйонів світлових років - тріумф технологій та рішучості.

альт — Малюнок\(\PageIndex{1}\) Цефеїда Змінна зірка. У 1994 році за допомогою космічного телескопа Хаббла астрономи змогли розібрати окрему змінну цефеїдну зірку в галактиці М100 і виміряти її відстань до 56 мільйонів світлових років. Вставки показують зірку на три різні ночі; ви можете бачити, що її яскравість дійсно мінлива.

Тим не менш, ми можемо використовувати цефеїди лише для вимірювання відстаней в межах невеликої частки всесвіту галактик. Зрештою, щоб використовувати цей метод, ми повинні вміти вирішувати поодинокі зірки і слідувати їх тонким варіаціям. За межами певної відстані навіть наші найкращі космічні телескопи не можуть допомогти нам у цьому. На щастя, існують інші способи вимірювання відстаней до галактик.

Стандартні лампи

Ми обговорювали в Небесних Відстанях велике розчарування, яке відчували астрономи, коли зрозуміли, що зірки взагалі не є стандартними лампочками. Якщо кожна лампочка у величезному залі для глядачів - це стандартна 100-ватна лампочка, то лампочки, які виглядають яскравіше до нас, повинні бути ближче, тоді як ті, які виглядають більш яскравими, повинні знаходитися далі. Якби кожна зірка була стандартною світністю (або потужністю), то ми могли б аналогічно «зчитувати» їх відстані залежно від того, наскільки яскравими вони нам здаються. На жаль, як ми дізналися, ні зірки, ні галактики не приходять в одну стандартну світність. Тим не менш, астрономи шукали там об'єкти, які діють певним чином, як стандартна лампочка - які мають однакову внутрішню (вбудовану) яскравість, де б вони не знаходилися.

Було зроблено ряд пропозицій щодо того, які об'єкти можуть бути ефективними стандартними лампочками, включаючи найяскравіші зірки супергігантів, планетарні туманності (які виділяють багато ультрафіолетового випромінювання) та середнє кулясте скупчення в галактиці. Особливо корисним виявляється один об'єкт: тип Ia supernova. Ці наднові включають вибух білого карлика в бінарній системі (див. Розділ «Еволюція бінарних зоряних систем») Спостереження показують, що наднові цього типу досягають майже однакової світності (приблизно\(94.5 \times 10^9\)\(L_{\text{Sun}}\)) при максимальному світлі. При таких величезних світіннях ці наднові були виявлені на відстані понад 8 мільярдів світлових років і тому особливо привабливі для астрономів як спосіб визначення відстаней у великому масштабі (рис.\(\PageIndex{2}\)).

Також було запропоновано кілька інших видів стандартних лампочок, видимих на великих відстанях, включаючи загальну яскравість, наприклад, гігантських еліптиків та найяскравішого члена скупчення галактик. Наднові типу Ia, однак, зарекомендували себе як найбільш точні стандартні лампочки, і їх можна побачити в більш віддалених галактиках, ніж інші типи калібраторів. Як ми побачимо в розділі про Великий вибух, спостереження цього типу наднових глибоко змінили наше розуміння еволюції Всесвіту.

Інші методи вимірювання

Інший метод вимірювання галактичних відстаней використовує цікавий зв'язок, помічений наприкінці 1970-х Брент Таллі з Гавайського університету та Річард Фішер з Національної радіоастрономічної обсерваторії. Вони виявили, що світність спіральної галактики пов'язана з її швидкістю обертання (наскільки швидко вона обертається). Чому б це було правдою?

Чим більше маси має галактика, тим швидше об'єкти в її зовнішніх областях повинні орбіти. Більш масивна галактика має більше зірок у ній і, таким чином, більш світиться (на мить ігноруючи темну матерію). Повертаючись до нашого обговорення з попереднього розділу, ми можемо сказати, що якщо співвідношення маси до світла для різних спіральних галактик досить схожі, то ми можемо оцінити світність спіральної галактики, виміряючи її масу, і ми можемо оцінити її масу, вимірюючи її швидкість обертання.

Таллі та Фішер використовували 21-сантиметрову лінію холодного водневого газу, щоб визначити, наскільки швидко матеріал у спіральних галактиках обертається навколо своїх центрів (ви можете переглянути наше обговорення 21-сантиметрової лінії між зірками: газ і пил у космосі). Оскільки 21-сантиметрова радіація від стаціонарних атомів надходить у приємну вузьку лінію, ширина 21-сантиметрової лінії, виробленої цілою обертовою галактикою, говорить нам про діапазон орбітальних швидкостей водневого газу галактики. Чим ширше лінія, тим швидше газ обертається на орбіті в галактиці, і тим масивніше і світиться виходить галактика.

Дещо дивно, що ця техніка працює, оскільки значна частина маси, пов'язаної з галактиками, - це темна матерія, яка зовсім не сприяє світності, але впливає на швидкість обертання. Також немає очевидної причини, чому співвідношення маси до світла повинно бути подібним для всіх спіральних галактик. Тим не менш, спостереження ближніх галактик (де ми маємо інші способи вимірювання відстані) показують, що вимірювання швидкості обертання галактики дає точну оцінку її внутрішньої світності. Як тільки ми дізнаємося, наскільки світиться галактика насправді, ми можемо порівняти світність з видимою яскравістю і використовувати різницю для обчислення її відстані.

Хоча співвідношення Туллі-Фішера працює добре, воно обмежене - ми можемо використовувати його лише для визначення відстані до спіральної галактики. Є й інші методи, які можуть бути використані для оцінки відстані до еліптичної галактики; однак ці методи виходять за рамки нашого вступного курсу астрономії.

У таблиці\(\PageIndex{1}\) наведено тип галактики, для якої корисна кожна з методів дистанції, і діапазон відстаней, на яких техніка може бути застосована.

Таблиця\(\PageIndex{1}\): Деякі методи оцінки відстані до галактик
Метод	Тип галактики	Приблизний діапазон відстані (мільйони світлових років)
Планетарні туманності	Всі	0—70
Цефеїдні змінні	Спіраль, нерегулярні	0—10
Ставлення Туллі-Фішера	Спіраль	0—300
Наднові типу Ia	Всі	0-11 000
Червоні зрушення (закон Хаббла)	Всі	300—13 000

Резюме

Астрономи визначають відстані до галактик за допомогою різних методів, включаючи залежність період-світність для змінних цефеїдів; об'єкти, такі як наднові типу Ia, які здаються стандартними лампочками; і співвідношення Таллі-Фішера, яке з'єднує розширення лінії 21-сантиметрового випромінювання з світність спіральних галактик. Кожен метод має обмеження щодо своєї точності, видів галактик, з якими він може бути використаний, та діапазону відстаней, на які він може бути застосований.

Глосарій

тип Ia наднова: наднова, утворена вибухом білого карлика в двійковій системі і досягти світності близько\(4.5 \times 10^9\)\(L_{\text{Sun}}\); може бути використаний для визначення відстаней до галактик у великому масштабі