Шкала расстояний в астрономии - методы определения расстояний. Р. ш. необходима для нахождения размеров, светимостей и пространственного распределения изучаемых объектов. Такие фундам. открытия,
как подобие звёзд Солнцу, существование мира галактик, крупномасштабной структуры
Вселенной и её расширение, явились результатом измерения соответствующих расстояний.
Исходным почти для всех методов измерения расстояний
является геометрический метод - сопоставление размеров или скорости движения
объекта в угловой и линейной мерах либо измерение угл. перемещения
объекта на небесной сфере (параллакса ),обусловленного движением Земли
или Солнца в пространстве. Фотометрический метод состоит в сопоставлении светимости
объекта с его видимым блеском ,убывающим пропорц. квадрату расстояния
от него. Существует также множество вторичных методов. Расстояния в пределах
Солнечной системы определяются радиолокационными методами. Базисом всей Р. ш.
во Вселенной служит ср. расстояние Земли от Солнца - астрономическая единица (а. е.).
Расстояния до ближайших звёзд определяются по
их годичному параллаксу - большой полуоси эллипса, описываемого звездой на небесной
сфере вследствие движения Земли вокруг Солнца. Годичный параллакс равен углу,
под к-рым виден со звезды ср. радиус земной орбиты а. По определению,
годичный параллакс p связан с расстоянием до звезды r (пк) соотношением
где 
-
параллакс в секундах дуги. Ближайшие к нам звёзды - a Кентавра и её далёкий
спутник красный карлик Проксима (Ближайшая) Кентавра - находятся на расстояниях
соответственно 1,34 и 1,32 пк. Обычная точность определения параллаксов - ок.
0,01'', предельная - 0,005''. Известны годичные параллаксы
ок. 7500 звёзд, но лишь для 343 из них ошибки меньше 15%.
Запущенные на околоземную орбиту астрометрич.
спутники повысят точность по крайней мере в неск. раз, но пока для определения
расстояний, превышающих 50-100 пк, используют др. методы.
Для звёзд с измеримым собств. движением m
(перемещение на небесной сфере в угл. секундах в год) определяют вековой параллакс,
измеряя составляющую собств. движения звезды, к-рая является отражением движения
Солнца к апексу .Этот способ применим только для групп звёзд, в к-рых
остающиеся после учёта влияния галактич. вращения собств. движения можно считать
хаотически ориентированными. При известных m и лучевых скоростях ur(км/с)
для группы звёзд можно определить ср. параллакс, если предположить, что пекулярные
пространственные скорости звёзд (остающиеся после учёта галактич. вращения)
распределены изотропно. В этом случае параллакс 
связан со ср. модулями m и ur соотношением 
Для звёзд диска Галактики пекулярные скорости
малы и эти способы дают достаточно уверенные результаты до расстояний, не превышающих
1-2 кпк.
Для более далёких расстояний используются фотометрич.
методы, основанные на сравнении абс. М и видимых т звёздных величин объектов. По определению звёздной величины
где I - блеск звезды на данном расстоянии
r (пк) и I0 - блеск на расстоянии 10 пк. Отсюда следует,
что Igr = 0,2 (т - М) + 1, где величина т - М наз.
модулем расстояния. Т. о., для объектов с известной М (определяемой
светимостью объекта) возможность нахождения расстояний ограничивается лишь предельной
проникающей способностью телескопов; для "проникновения" в глубь
Вселенной нужно знать светимости возможно более ярких (абсолютно) объектов.
Необходимо также учесть ослабление видимой звёздной величины вследствие межзвездного
поглощения света. Концентрация звёзд с высокой светимостью (сверхгигантов)
мала, поэтому их нет в окрестностях Солнца; годичные параллаксы для них практически
отсутствуют, а вековые и средние малы и ненадёжны. В связи с этим критерии,
позволяющие находить светимости сверхгигантов, определяются по тем из них, к-рые
входят в состав рассеянных звездных скоплений. Расстояния до этих скоплений являются базисом Р. ш. в Галактике и во всей
Вселенной.
Исходными для построения системы расстояний рассеянных
звёздных скоплений служат расстояния до ближайших из них, определяемые геом.
методом. Пространственные скорости звёзд в скоплении параллельны друг другу
(в пренебрежения орбитальными скоростями звёзд по сравнению со скоростью скопления
как целого). Поэтому проекции на небесную сферу собств.
Рис. 1. Определение параллакса близкого скопления.
R - направление на радиант; u - вектор пространственной скорости
звезды; ur - его составляющая по лучу зрения; ut - составляющая в картинной плоскости, которая видна под углом m, соответствующим
собственному движению звезды.
движений звёзд в достаточно близких скоплениях
пересекаются в радианте. Сопоставление угл. расстояния члена скопления от радианта
(q) с собств. движением и лучевой скоростью (рис.1) позволяет определить
параллакс каждой звезды в скоплении:
К сожалению, достаточно близких скоплений лишь полдюжины, и только для Гиад этот групповой параллакс даёт расстояние с достаточной точностью. Поэтому краеугольным камнем Р. ш. является расстояние до Гиад. Оценки модуля расстояния этого рассеянного скопления заключены в пределах 3,29-3,45m(45,4-48,8 пк). Расстояния до более далёких рассеянных скоплений определяют др. методом. На диаграммах звёздная величина - показатель цвета (см. Астрофотометрия)большинство звёзд в скоплении лежит в узкой полосе, называемой гл. последовательностью (см. Герц-шпрунга - Ресселла диаграмма). На ней находятся звёзды, источником энергии к-рых служит превращение водорода в гелий (самая длит. стадия эволюции звёзд). После конца гравитац. сжатия протозвезды и начала горения водорода светимость всех звёзд данной массы долгое время остаётся одинаковой, они находятся на нач. гл. последовательности (НГП). Её положение для всех скоплений в первом приближении одинаково. Для звёзд промежуточных и малых масс (спектральных классов A, F и G) абс. звёздная величина (светимость) на НГП определяется непосредственно по расстоянию до Гиад. Совмещая с НГП гл. последовательность скопления, построенную в видимых звёздных величинах, получают модуль расстояния соответствующего скопления, если в нём доступны наблюдениям достаточно слабые (маломассивные) звёзды (рис. 2). В общем случае используют положение НГП, полученное подсоединением к гл. последовательности Гиад диаграмм более молодых скоплений, на гл. последовательностях к-рых массивные звёзды классов В и О еще не успели отойти вверх (проэволюционировать) от нач. положения. (В Гиадах эти массивные звёзды уже отсутствуют, поскольку быстро эволюционируют.) В этом методе предварительно учитывают различие хим. состава скопления и Гиад, а также поглощение света, к-рое для далёких скоплений, находящихся в плоскости Галактики, может достигать мн. звёздных величин. Для этого разработаны методы определения поглощения по многоцветной фотометрии звёзд в скоплениях, позволяющие разделить температурное и обусловленное поглощением света увеличение (покраснение) показателей цвета звёзд. Так определены расстояния до 450 скоплений Галактики. Совмещение гл. последовательности с начальной, прокалиброванной в абс. величинах, стало возможным и для скоплений в ближайших галактиках - Магеллановых Облаках, модуль расстояния скоплений в Большом Магеллановом Облаке составляет 18,3-18,6m (45,7-52,3 кпк).
Рис. 2. Определение модуля расстояния скопления
a Персея совмещением его главной последовательности (нижняя кривая: звёздная
величина - показатель цвета В - V) с начальной главной последовательностью
(НГП), для которой звёздные величины на диаграмме имеют смысл абсолютных. Вверху
указаны соответствующие показателю цвета спектральные классы. Штриховая линия
- часть начальной главной последовательности, отсутствующая на диаграмме для
скопления a Персея.
В дюжине рассеянных скоплений имеются пульсирующие
жёлтые сверхгиганты - цефеиды ,светимость к-рых связана с легко определяемым
периодом изменения блеска. Эта зависимость (рис. 3) является следствием фундам.
соотношений, связывающих массу и светимость звёзд, а также их ср. плотность
и период пульсаций. Наклон зависимости период - светимость определяется по цефеидам
в близких галактиках, размерами
Рис. 3. Зависимость период - светимость (абсолютная
величина), построенная для цефеид в рассеянных скоплениях (точки) и ОВ-ассоциациях
(крестики) Галактики.
-средняя
за период визуальная абсолютная величина, P - период.
к-рых можно пренебречь по сравнению с расстоянием
до них, так что разность видимых звёздных величин равна разности абс. звёздных
величин. Большая светимость позволяет обнаруживать цефеиды в близких галактиках
(вплоть до расстояний в 5-7 Мпк); известные по цефеидам расстояния до этих галактик
можно использовать для определения светимостей ещё более "дальнодействующпх"
индикаторов расстояния - ярчайших сверхгигантов, шаровых скоплений и диаметров
зон НII.
Большинство рассеяний в пределах нашей Галактики,
зависимость скорости её вращения от расстояния до центра, локализация спиральных
рукавов определяются Р. ш. рассеянных скоплений и опирающейся на неё Р. ш. цефеид.
Оценки расстояния до центра Галактики зависят от этих шкал, а также от независимой
системы расстояний (ср. параллаксов) пульсирующих переменных звёзд типа RR Лиры
и шаровых звёздных скоплений. Эти объекты относятся к сферич. составляющей Галактики и концентрируются к её центру, в отличие от цефеид и рассеянных скоплений,
концентрирующихся, как и др. молодые объекты, к плоскости Галактики. Ср. параллаксы
звёзд типа RR Лиры определяются сравнительно надёжно. Эти звёзды встречаются
и в шаровых скоплениях, что даёт возможность определения расстояний до них.
Метод совмещения наблюдаемой и начальной главной последовательностей даёт для
шаровых скоплений менее уверенные результаты, поскольку они в ср. намного дальше,
чем рассеянные скопления, и их хим. состав существенно другой. Расстояние
до центра Галактики можно определить, в частности,
как расстояние до центра симметрии распределения шаровых скоплений и звёзд типа
RR Лиры и как расстояние до центра вращения. Для нахождения последнего используется
Р. ш. объектов галактич. диска и кривая вращения Галактики, для построения к-рой
необходимы получаемые радиометодами данные о распределении и лучевых скоростях
облаков нейтрального, ионизованного и молекулярного водорода. В 1985 Международным
астр. союзом расстояние от Солнца до центра Галактики принято равным 8,5 кпк,
вероятная ошибка этого значения составляет b1кпк.
Возможности уточнения Р. ш. в Галактике связаны,
во-первых, с увеличением точности позиционных опре-, делений при измерениях
из космоса и отчасти с широким применением наземных фотоэлектрич. наблюдений;
во-вторых, с перспективой непосредств. определения радиуса цефеид наземными
оптич. интерферометрами; в-третьих, с определением методами межконтинентальной
радиоинтерферометрии собств. движений ма-зерных источников (см. Мизерный
эффект в космосе) в далёких областях звездообразования. Эти источники разлетаются
радиально от формирующихся звёзд, сопоставление собств. движений и лучевых скоростей
позволяет определить расстояние. (Возможно, что существующую Р. ш. надо сделать
короче процентов на 10- 15; вопрос будет решён, вероятно, ещё в 20 в.)
Наличие больших систематич. ошибок Р. ш. внутри
Галактики и ближайших галактиках представляется исключённым. Это следует, в
частности, из согласованности полностью независимых оценок расстояний до Магеллановых
Облаков и галактики Андромеды, определяемых по цефеидам и по звёздам типа RR
Лиры. Недавнее обнаружение этих звёзд (при звёздной величине 25,7m
в синих лучах) в галактике Андромеды явилось триумфом наземной оптич.
астрономии; определённый с их помощью модуль расстояния этой ближайшей к нам
гигантской спиральной галактики составляет 24,3m (700
кпк), что не более чем на 0,2m отличается от значения, полученного
с помощью цефеид.
Независимую от цефеид и звёзд типа RR Лиры Р.
ш. близких галактик дают новые звёзды ,их светимость в максимуме блеска
связана со скоростью его уменьшения. Эту зависимость можно прокалибровать в
Галактике по скоростям расширения оболочек или "светового эха" от
вспышек новых звёзд. Новые звёзды зарегистрированы даже в галактиках скопления
в созвездии Девы, при модуле расстояния 30-31m (10-16 Мпк),
но обнаружение вспышки и построение кривой блеска требует длит. наблюдений.
Практически более важными индикаторами расстояния являются ярчайшие сверхгиганты;
для голубых звёзд абс. величина составляет ок. -9m (что близко
к абс. величине новых в максимуме блеска), однако она является функцией интегральной
светимости родительской галактики. Этого недостатка лишены красные сверхгиганты,
светимость к-рых повсюду составляет ок. -8,0m. Характеристики
ряда др. индикаторов расстояния также зависят от светимости вмещающей их галактики
и(или) интенсивности звездообразования в них. Это относится к светимости наиб.
ярких шаровых скоплений и диаметрам наибольших в галактике зон НII и объясняется
в осн. влиянием различия величины выборки. Более обещающей является обнаруженная
недавно корреляция светимости зон НII с дисперсией скоростей газа в них.
Расстояния до далёких галактик, в к-рых индивидуальные
объекты неразличимы (далее 10-15 Мпк), определяются с малой точностью. Наиб.
значение имеют ди-намич. методы, основанные на корреляции между массой и светимостью
галактик. Индикатором массы служат макс. скорость вращения галактики и
определяемая ею дисперсия наблюдаемых скоростей звёзд (находится по ширине линий
поглощения в спектре галактики) или, чаще, нейтрального водорода.
Для ещё более удалённых галактик становится возможным
применение Хаббла закона ,связывающего расстояние галактик r со
скоростью ur, соответствующей её красному смещению z,
cz = ur = Hr. Определение значения H является
отдельной сложной проблемой, в частности из-за необходимости учитывать и не
связанные с расширением Вселенной движения скоплений галактик. Продолжающаяся
дискуссия между сторонниками длинной (Н = 50 км/с·Мпк) и короткой (H
= 100 км/с·Мпк) Р. ш. в существ. степени объясняется ненадёжностью определений
расстояний до близких галактик и эффектом селекции далёких галактик (преим.
наблюдаются наиб. яркие галактики).
Лит.: Холопов П. Н., Звездные скопления,
М., 1984; Куликовский П. Г., Звездная астрономия, 2 изд., М., 1985; Ефремов
Ю. Н., Очаги звездообразования в галактиках, М., 1989.
Ю. Н. Ефремов.
Задача определения расстояний до тел Солнечной
системы обычно рассматривается как задача определения движения тел Солнечной
системы и установления масштаба измерения
- астрономической единицы, обозначаемой
а или а. е. Астр. единица определяется как полуось орбиты планеты с пренебрежимо
малой массой, к-рая, двигаясь в гравитац. поле одного только Солнца, имеет ср.
угл. движение (2p/Т, где Т - период обращения вокруг
Солнца), равное 0,01720209895 радиан [1].
Методы наблюдений, лежащие в основе определения
расстояний до тел Солнечной системы, можно разделить на классич. оптич., радиотехн.
и лазерную локацию.
К классич. оптич. методам относятся наблюдения
угл. положений тел Солнечной системы относительно опорных звёзд. Движение тел
и значение a определялись этими методами до развития радиотехн. методов.
Величина a находилась из астрометрич. наблюдений суточного горизонтального
экваториального параллакса Солнца
.
Он связан с a соотношением
где аЗ - экваториальный радиус
Земли. Параллакс Солнца по оптич. наблюдениям определялся тригоно-метрич. и
динамич. методами. Тригонометрич. метод аналогичен методу триангуляции для определения
расстояний на поверхности Земли. Динамич. метод основан на определении движения
малых тел Солнечной системы по позиционным наблюдениям при их прохождении вблизи
Земли. Ввиду малой точности (погрешность 104 км) оптич. методы для
определения а ныне не применяются.
Точность определения расстояний в Солнечной системе
значительно повысилась с использованием радиотехн. методов. К ним относятся:
радиолокация планет (см. Радиолокационная астрономия ),впервые проведённая
в 1958, измерения дальности до космич. аппаратов и измерения доплеровского смещения
частоты сигнала. Особый тип радиотехн. наблюдений представляют собой наблюдения
с использованием радиоинтерферометров со сверхдлинными базами. При использовании
радиотехн. методов посылают радиоимпульс к исследуемому объекту и принимают
отражённый или (в случае измерения дальности до космич. аппарата) ретранслированный
сигнал. В результате получают время запаздывания отражённого или ретранслированного
сигнала и доплеровское смещение частоты. Считая, что скорость света и условия
распространения сигналов в пространстве известны, вычисляют расстояние между
Землёй и исследуемым объектом. Наиб. точность измерения расстояний радиотехн.
методами достигнута при определении дальности до посадочного аппарата "Викинг"
(США), находящегося на поверхности Марса (погрешность ~ 5 м на расстоянии ~1
а. е.).
В методе лазерной локации используются уголковые
отражатели. Впервые этот метод был применён для Луны (1969). Погрешность лазерных
измерений расстояния до уголковых отражателей на поверхности Луны составляет
! 50 см.
Задача построения общей теории движения планет Солнечной системы решается как комплексная задача изучения движения тел системы с привлечением всех доступных видов наблюдений. Одной из последних таких теорий является теория движения планет и Луны DE200/LE200, разработанная коллективом учёных Лаборатории реактивного движения (США) [3]. Для моделирования движения использовалось численное интегрирование ур-ний движения с учётом всех возмущений. Один из определяемых параметров этой теории - астр. единица. Погрешность определения а в этой теории ! 30 м (а = 149597870,684 b 0,03 км).
И. А. Ястржембский
|
|
 |
