Как измерить расстояние до звезд в галактике?

Я знаю, что для близких звезд (<50 световых лет) мы можем использовать эффект параллакса. А для далеких галактик мы используем красное смещение (и постоянную Хаббла). Итак, как мы можем измерить, как далеко звезда находится, скажем, в 50 000 световых лет от Земли?

Я знаю, что мне чего-то не хватает, я просто не знаю, что.

Как мы можем предположить, что существует связь между красным смещением и расстоянием, когда звезды

  • действовать как (турбулентная) жидкость внутри галактики и
  • может двигаться каким-то другим образом?

Редактировать: Это вопрос физики, потому что я действительно хочу знать, какова модель скорости звезды в галактике, чтобы использовать красное смещение. Мой инстинкт подсказывает мне, что звезды движутся внутри галактики, как рой, с общим вращением вокруг центра тяжести галактики (в соответствии с отредактированным ответом Горовица).

Хороший вопрос, но я думаю, что он лучше подходит для астрономического сайта . Однако я не собираюсь закрывать его здесь, потому что он как-то связан с физикой, и мы не должны переносить вопросы на бета-сайты.
Параллакс хорош до нескольких сотен световых лет. В самом деле, я считаю, что самые длинные измерения сейчас выходят за пределы 1000 световых лет, хотя планки погрешностей в них ошеломляют.
Эти измерения, вероятно, стали возможными благодаря спутниковой астрометрии, такой как новый спутник Hipparcos, en.wikipedia.org/wiki/Hipparcos.
Возможные дубликаты: physics.stackexchange.com/q/24927/2451 и ссылки там.

Ответы (2)

В галактике используется множество индикаторов расстояния. Наиболее распространенный способ — использование внутренней величины. Зная, насколько ярким был бы объект, если бы мы были близко, мы можем определить, насколько далеко он находится, по тому, насколько он тусклый. Есть много типов звезд, о которых мы примерно знаем, насколько яркими они должны быть из-за характеристик звезды:

  1. Cephied Variables: исходный тип переменной звезды, который использовался Хабблом для определения расстояния до Галактики Андромеды.

  2. Переменная RR Lyrae: похожа на переменную Cephied, но обычно тусклее.

  3. Сверхновая типа 1a: эти ребята, в отличие от первых двух, являются катаклизмами. По сути, бинарный белый карлик медленно аккрецирует вещество из своего бинарного, пока не достигнет предела Чандрашанкара, после чего он взрывается очень характерным образом (поскольку масса во время взрыва примерно постоянна).

  4. Звезды главной последовательности: как правило, менее точные, чем первые 3, существуют некоторые типы звезд главной последовательности, которые используются для определения расстояний аналогичным образом.

Есть несколько других способов измерения расстояний:

Перпендикулярное движение: например, существует «световое эхо» от SN 1987A, которое по существу представляет собой свет от сверхновой, взаимодействующей с пылью вокруг старой звезды. Поскольку это эхо должно распространяться со скоростью света, мы можем сказать, как далеко находится новая звезда, по угловой скорости света.

Относительная скорость в движущемся скоплении: (см. ответ dmckee)

Соотношение Талли-Фишера: соотношение между светимостью галактики и ее видимой шириной. Может использоваться как приличный калькулятор расстояния.

Соотношение Фабера-Джексона: Подобно Тулли-Фишеру, связывает светимость с коэффициентом дисперсии лучевой скорости.

РЕДАКТИРОВАТЬ: Еще немного информации о красных смещениях.

Вся взаимосвязь между красным смещением и расстоянием была фактически установлена ​​Хабблом путем связывания расстояния с переменными Cephied (я полагаю) с красным смещением. Позже это было уточнено с использованием сверхновых, которые ярче и их можно увидеть на большом расстоянии (я думаю, что недавнюю сверхновую иногда можно увидеть около Z=2, в то время как все Цефиды имеют Z<1). Внутри галактики нельзя использовать красное смещение, так как «пекулярная скорость», скорость внутри галактики, полностью затмевает эффекты расширения Вселенной, на которых основан закон Хаббла. Красное смещение внутри галактики полезно для некоторых других методов.

РЕДАКТИРОВАТЬ: исправлено несколько мелких ошибок.

Спасибо за ответ, и я согласен, хотя я до сих пор не понимаю, как можно точно измерить расстояние до типичной звезды главной последовательности. В ответах я не смотрю на то, как далеко находятся галактики (Талли-Фишера, Сверхновая, Цефеида и т. д.), но как мы узнаем, например, что HIP 11062они находятся на расстоянии 1347,75 световых лет от нас?
В нашей галактике используются сверхновые и цефеиды. HIP — это аббревиатура для каталога спутников Hipparcos, в котором используется тригонометрический параллакс.
Звезды главной последовательности: iopscience.iop.org/0004-637X/673/2/864/pdf/63948.web.pdf
@ Ja72: Яркость — это простое измерение. Как и цвет звезды. Когда у вас есть эти две вещи, существует известная связь между цветом звезды и ее массой. Также существует известная связь между абсолютной светимостью звезды и ее массой, подтвержденная наблюдениями за звездами, которые можно ранжировать с помощью параллакса. Тогда это просто вопрос использования я "=" я 0 4 π р 2 найти расстояние до звезды, где я - интенсивность звездного света на Земле, и я 0 - интенсивность звездного света на некотором фиксированном радиусе от звезды.
Чтобы расширить комментарий Джерри. Мы не просто используем звезды в параллаксном расстоянии для калибровки диаграммы ЧСС, мы также используем звезды в шаровых скоплениях и близлежащих галактиках (это важно, потому что ярких звезд относительно немного). Вот почему вы продолжаете получать ответы об определении расстояний до ближайших связанных объектов, которые находятся либо за пределами галактики, либо на окраинах галактики: ранжирование этих объектов было необходимо для понимания светимости звезд в целом. На самом деле «лестница расстояния» имеет несколько обратных ступеней.
Самый главный и основной метод забыт в очередной раз! Основным критерием и мерой для всех остальных является параллакс!
@Benjamin Хороший ответ - всего пара мелких исправлений. Даже с помощью самых мощных телескопов СН не удалось обнаружить даже г "=" 2 ; большинство в г < 0,5 . (См ., например, эту статью .) Более отдаленная космология использует, например, статистику BAO или CMB. Также SN типа Ia представляют собой взрывы белых карликов , а не нейтронных звезд, будь то в результате перетока массы от гигантского компаньона или, возможно, в результате столкновения двух из них.
Большая часть этого не имеет ничего общего с измерением расстояний до звезд в нашей галактике.

Один изящный трюк для средних диапазонов требует динамически связанной системы, компоненты которой имеют измеримые собственные движения. Есть разумное количество подходящих шаровых скоплений.

Если вы проецируете эти движения по небу, они будут казаться совмещенными (в некотором приближении) в двух местах (одно вперед и одно назад), и их направления будут направлением реального движения. Объедините это с измеренной лучевой скоростью (из доплеровских смещений спектральных линий), и вы узнаете общую скорость и сможете вычислить расстояние.

Для более далеких составных объектов (скоплений и галактик), все еще слишком близких для использования космологической шкалы (мы не можем использовать соотношение Хаббла ни для чего в нашей локальной группе, потому что скорости, возникающие в результате динамической связи, больше, чем космологическое соотношение)), один могут использовать переменные Cephied и сверхновые типа 1a в качестве стандартных свечей. Измерение расстояния до скоплений и близлежащих галактик (в частности, до Магеленовых облаков) для определения расстояний внутри галактики, поскольку это увеличивает общую популяцию звезд, которую мы можем использовать для калибровки HR-диаграммы.

Но в том-то и дело, что внутри галактики нет гладкой зависимости между расстоянием и скоростью. Звезда в 2000 световых лет может удаляться от нас, тогда как звезда в 2200 световых лет может приближаться к нам. В целом вокруг галактики происходит движение, но вариации отдельных звезд должны быть, по крайней мере, того же порядка величины.
Когда у вас есть мера фактической скорости (определяется по доплеровскому смещению плюс направление) и собственному движению (угловая скорость и известна по прямому измерению, если трюк с наведением работает), определение расстояния становится вопросом тригонометрии.
Как измерить расстояние до звезд в галактике?
СпросиСетьПолитика конфиденциальности1y, 0v