Для измерения расстояний знание абсолютной величины или светимости часто имеет решающее значение, особенно для очень больших расстояний. К сожалению, мы не можем измерить диаметр удаленных объектов, а также рассчитать и получить абсолютную величину из-за пределов разрешения.
Вот почему так важны объекты или лучше названные состояния в жизненном цикле конкретных объектов, таких как сверхновые типа Ia .
Какие дополнительные объекты мы знаем о совместном использовании этого свойства? Существуют ли объекты, для которых теоретически предсказана абсолютная величина, но которые до сих пор еще не обнаружены? Назовите объект и спектральный диапазон излучаемого света или частиц.
Жаргон для того, что вы ищете, это «стандартные свечи»: вещи, яркость которых мы можем определить, не зная их расстояния. Они представляют особый интерес для астрономов, поскольку с их помощью можно измерять расстояния.
Таких объектов много, но ко всем им следует относиться с определенной осторожностью. Наши знания о светимости ни в коем случае не совершенны, и во многих случаях имеется большой собственный разброс. Как правило, наше знание имеет форму не «все объекты типа x имеют светимость y», а скорее форму «для объектов типа x светимость связана с параметрами a, b и c согласно сложному уравнению foo. " Физическое происхождение сложного уравнения foo в некоторых случаях понято гораздо лучше, чем в других, и во всех случаях оно требует эмпирической калибровки. В частности, если физическое происхождение корреляции плохо изучено, мы можем не знать, меняется ли калибровка с возрастом Вселенной и каким образом. Поскольку мы видим очень далекие объекты такими, какими они были, когда Вселенная была моложе,
Во всех случаях нужно быть осторожным, чтобы учитывать красное смещение, поскольку часть спектра покоя объектов, которая, скажем, кажется синей вблизи, может казаться красной или даже инфракрасной, когда тот же объект находится дальше. (См. k-коррекцию .) Во многих случаях может использоваться диапазон длин волн (по крайней мере, в визуальном или ИК-диапазоне), но калибровка может быть различной для разных остальных длин волн. Если вы будете наблюдать за всеми объектами через один и тот же фильтр, вы будете наблюдать разные объекты на разных длинах волн покоя.
Вот несколько стандартных свечей:
Переменные звезды-цефеиды (см. 2000ApJS..128..431F ) очень яркие, и их светимость сильно коррелирует с их светимостью, что делает их превосходными эталонными свечами.
Переменные звезды RR Лиры также следуют такому соотношению ( 2003LNP...635...85B ), но они слабее.
Сверхновые типа Ia очень яркие, и их пиковую светимость можно оценить по изменению их светимости с течением времени.
Вершина ветви красных гигантов на диаграмме HR ( 2000ApJS..128..431F ) — одна из ярких особенностей диаграммы HR, которую можно использовать. Голубые сверхгиганты также предлагались в качестве возможных стандартных свечей (см. 2003LNP...635..123K ).
Простая поверхностная яркость галактики бесполезна в качестве стандартной свечи: количество звезд на квадратную угловую секунду возрастает пропорционально квадрату расстояния, в то время как светимость отдельной звезды падает пропорционально квадрату расстояния, поэтому поверхностная яркость не зависит от расстояния. Однако даже в галактике, где звезды распределены по некоторой гладкой функции (как в эллиптической галактике типа М87), поверхностная яркость не является идеально гладкой, потому что звезды имеют конечную яркость: звезды случайным образом распределены в соответствии с гладкой функцией, и случайно в некоторых местах звезд больше, чем в других. Таким образом, шероховатость галактики можно использовать для измерения взвешенной по светимости средней светимости звезд в галактике, и ее можно использовать в качестве своего рода стандартной свечи. Это метод измерения расстояний «флуктуации поверхностной яркости» (SBF), введенный в 1988 г. AJ.....96..807T .
Большие скопления галактик обычно имеют яркую гигантскую эллиптическую галактику вблизи центра. Их называют «самыми яркими скоплениями галактик» (BCG). BCG имеют довольно постоянную яркость; см. 1995ApJ...440...28P .
Планетарные туманности могут иметь широкий диапазон яркостей, но существует четко определенный верхний предел их яркости (см. 1989ApJ...339...39J и связанные статьи). Итак, если вы измеряете количество планетарных туманностей в галактике как функцию светимости, «функция светимости планетарной туманности» (PNLF), отсечка на ярком конце может использоваться как стандартная свеча.
Пик функции светимости шаровых скоплений (GCLF), по-видимому, одинаков для разных галактик, поэтому светимость, при которой в данной галактике находится наибольшее количество шаровых скоплений, можно использовать в качестве стандартной свечи. Физическая причина такой согласованности не совсем понятна. См. 2006AJ....132.2333S .
Для спиральных галактик существует связь между кривой вращения и светимостью, связь "Талли-Фишера" ( 1977A&A....54..661T ). См. также соотношение Фабера-Джексона ( 1976ApJ...204..668F ) и Фундаментальную плоскость для эллиптических галактик.
Может существовать связь между радиусом области широкой линии активного галактического ядра и его светимостью. См. Watson el al. (2011) .
Широко используемый метод оценки расстояний до скоплений и ближайших галактик основан на морфологических особенностях диаграммы Герцшпрунга-Рассела (по сути, это график звездной светимости в зависимости от эффективной температуры или соответствующего цвета). Геометрическое место звезд, превращающих водород в гелий в своих ядрах, особенно четко определено на диаграмме HR и называется Главной последовательностью. Нижний конец Главной последовательности можно точно изобразить, используя близлежащие звезды, расстояние до которых хорошо определяется звездным параллаксом или другими геометрическими средствами. Главную последовательность можно расширить до более высоких светимостей, наблюдая молодые скопления в нашей галактике.
Расстояния до ближайших галактик можно определить, сравнивая более яркие элементы на диаграмме HR, такие как звезды типа RR Лиры на «горизонтальной ветви» (местоположение высокоразвитых звезд, у которых закончилось ядерное топливо). Усовершенствованный метод использования положений переменных цефеид на диаграмме HR (тогда называемый соотношением период-светимость-цвет) расширяет использование диаграммы HR до сверхгигантских светимостей.
В деталях много черт, особенно в эффектах «металличности» (обилия элементов, отличных от водорода и гелия) в звездах, которые необходимо учитывать.
Для меня это было давно, но стандартные свечи включают
Первым делом и основой всех оценок расстояний является параллакс! Звезды по соседству с нами имеют определенный параллакс, видимый по диаметру земной орбиты. Это делает довольно точное измерение расстояния. Всем звездам с точным параллаксом можно присвоить абсолютную светимость. Чтобы идти дальше, вы должны искать в наборе этих звезд «стандартные свечи», имеющие надежно измеримый параллакс.
Другой метод - дифракционная картина звезд (длина когерентности света звезды). Это можно использовать для определения диаметра звезды. Диаметр (площадь) и цветовая температура позволяют рассчитать абсолютные светимости.
стрмквм
Уоррик