Физическая энциклопедия Том 4 - Порохов А.М.
Скачать (прямая ссылка):
Возможности уточнения Р. ш. в Галактике связаны, во-первых, с увеличением точности позиционных определений 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-зериых источников (см. Mазерный 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 иа 10— 15; вопрос будет решён, вероитно, 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 25,7т 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,Зт (700 кпк), чтоие более чем на 0,2т 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 можио прокалибровать в Галактике по скоростям расширения оболочек или «светового эха» от вспышек иовых звёзд. Новые звёзды зарегистрированы даже в галактиках скопления в созвездии Девы, при модуле расстояния 30—31”* (10—16 Мпк), ио обнаружение вспышки и построение кривой блеска требует длит, наблюдений. Практически более важными индикаторами расстояния являются ярчайшие сверхгиганты; для голубых звёзд абс. величина составляет ок. —9т (что близко к абс. величине новых в максимуме блеска), однако она является ф-цией интегральной светимости родительской галактики. Этого недостатка лишены красные сверхгиганты, светимость к-рых повсюду составляет ок. —8,Om. Характеристики ряда др. индикаторов расстоянии также зависит от светимости вмещающей нх галактики и(нли) интенсивности звездообразования в них. Это относится к светимости иаиб. ирких шаровых скоплений и диаметрам наибольших в галактике зон HII и объясняется в оси. влиянием различия величины выборки. Более обещающей является обнаруженная недавно корреляция светимости зон HII 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-иамич. методы, основанные иа корреляции между массой и светимостью галактик. Индикатором массы служат макс. скорость вращения галактики и определимая 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 г со скоростью vr, соответствующей её красному смещению г, сг = иг = Яг. Определение значения H является отдельной сложной проблемой, в частности из-за необходимости учитывать и ие связанные с расширением Вселенной движения скоплений галактик. Продолжающаяся дискуссия между сторонниками длинной (Н = 50 км/с-Mпк) и короткой (Я =100 км/с-Мпк) Р. ш. в существ, степени объяс-няется ненадежностью определений расстояний до близких галактик и эффектом селекции далёких галактик (преим. наблюдаются наиб, яркие галактики).
Лит.: Холопов П. H., Звездные скопления. М., 1904; Куликовский П. Г., Звездная астрономия, 2 изд.. М., 1985; Ефремов Ю. H., Очаги звездообразования в галактиках, М., 1989. Ю. Н. Ефремову
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 (2л/Г, где T — период обращения вокруг Солнца), равное 0,01720209895 радиан [1].
Методы наблюдений, лежащие в основе определении расстояний до тел Солнечной системы, можио 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 а определялись этими методами до развития радиотехн. методов. Величина а находилась из астрометрич. наблюдений суточного горизонтального экваториального параллакса Солица я о. Он связан с а соотношением
а3=а sin Лф,
где аз — экваториальный радиус Земли. Параллакс Солица по оитич. наблюдениям определялся тригоио-метрич. и дииамич. методами. Тригоиометрич. метод аналогичен методу триангуляции для определения расстояний на поверхности Земли. Динамич. метод осиоваи ва определении движения малых тел Солнечной системы по позиционным наблюдениям прн их прохождении вблизи Земли. Ввиду малой точности (погрешность IO4 км) оптич. методы для определения а иыие не применяются.
