Размер нашей Галактики

fir-tree · Сообщение **fir-tree** » 01 апр 2009, 16:55

Developer писал(а):Source of the post Диапазон оценки массы гало тёмной материи по данным англоязычной Википедии, которой пользуетесь Вы, пятикратный, - что ещё и нужно ли здесь уточнять?

A то, что эта масса расположена вне орбиты Солнца, и на его движение не влияет вообще. И вообще до середины-конца 90-х годов тёмная материя недооценивалась, так что ваши сведения - из устаревших источников. Вообще хороших, но по данному вопросу - устаревших.

Рекомендую англоязычную Википедию и Encyclopedia of astronomy and astrophysics 2002-го года. B последней, например, статья Galaxy Structure (стр. 1370).

Developer · Сообщение **Developer** » 06 апр 2009, 05:26

[quote=]...перерыл несколько популярных источников - нигде нет информации o том, как определяли размеры Галактики.[/quote]
"B течение многих лет несколько поколений астрономов шаг за шагом воссоздавали величественную картину строения Галактики", - так написано в книге И.C. Шкловского "Вселенная, жизнь, разум".

Нашёл книгу специально o нашей Галактике Марочник Л.C., Сучков A.A. - Галактика (1984).pdf
Там написано, что размеры Галактики оценили по расстоянию от Солнца до центра Галактики.

Конечно, всё гораздо сложнее и тем самым интереснее...
Проблему определения структуры и размеров Галактики методами земной астрономии можно сравнить c задачей для грибника, который решил, зайдя на небольшую поляну на окраине берёзовой рощи и не выходя за пределы опушки, определить границы и размеры рощи, внутри которой он собрался искать белые грибы и подберёзовики.

Методы определения расстояний.
Главное - создать достоверную шкалу расстояний. Как это сделать?
1) Знание расстояний до небесных тел в астрономии необходимо для нахождения размеров, светимостей и пространственного распределения изучаемых объектов.
Подобие звёзд Солнцу, существование мира галактик, установление крупномасштабной структуры Вселенной и её расширение, - всё это явилось результатом измерения соответствующих расстояний.
a) Исходным почти для всех методов измерения расстояний является геометрический метод, то есть сопоставление размеров или скорости движения небесного тела в угловой и линейной мерах либо измерение углового перемещения астрономического объекта на небесной сфере (параллакс), обусловленного движением Земли или Солнца в пространстве.
б) B фотометрическом методе сопоставляют светимость объекта c его видимым блеском, который убывает пропорционально квадрату расстояния от него.
в) Существует множество других, вторичных методов измерения расстояний.

2) Расстояния в пределах Солнечной системы в настоящее время определяются радиолокационными методами. Базисом всей шкалы расстояний во Вселенной служит среднее расстояние Земли от Солнца - астрономическая единица (a.e.).

3) 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 которым виден co звезды средний радиус земной орбиты a. По определению, годичный параллакс $\pi$ связан c расстоянием до звезды r (в пк) соотношением: $r=\frac{a}{\sin \pi}\approx \frac{a\cdot 206265}{\pi''}=\frac{1}{\pi''}$ , где параллакс выражен в секундах дуги.
Ближайшие к нам звёзды - $\alpha$ Кентавра и её далёкий спутник красный карлик Проксима Кентавра - находятся на расстояниях соответственно 1,34 и 1,32 пк.
Обычная точность определения параллаксов около 0,01", предельная — 0,005".
Измерены годичные параллаксы не более, чем для 10000 звёзд, но лишь для нескольких сотен из них погрешности определения меньше 15%.
Повышают точность измерений в несколько раз астрометрические спутники, которые запущены на околоземную орбиту, но всё же для определения расстояний, превышающих 50—100 пк, используют другие методы. Какие это методы?

4) Для звёзд c измеримым собственным движением $\mu$ (перемещение на небесной сфере в угловых секундах в год) определяют вековой параллакс, измеряя составляющую собственного движения звезды, которая является отражением движения Солнца к апексу (точка небесной сферы, в которую направлена скорость движения наблюдателя относительно какой-либо системы отсчёта. Если условного наблюдателя помещают в центр масс Земли или Солнца, то говорят соответственно об апексе движения Земли или Солнца). Этот способ применим только для групп звёзд, в которых остающиеся после учёта влияния галактического вращения собственные движения можно считать хаотически ориентированными. При известных $\mu$ и лучевых скоростях $$v_r$$

(в км/c) для группы звёзд можно определить средний параллакс, если предположить, что пекулярные пространственные скорости звёзд (остающиеся после учёта галактич. вращения) распределены изотропно. B этом случае параллакс $\pi''$ связан co средними модулями $\mu$ и $$v_r$$

соотношением $\pi'' = 4{,}74\bar{|\mu|}/\bar{|v_r|}$ . Для звёзд диска Галактики пекулярные скорости малы и эти способы дают достаточно уверенные результаты до расстояний, не превышающих 1—2 кпк.

5) Для более далёких расстояний используются фотометрические методы, основанные на сравнении абсолютных M и видимых m звёздных величин объектов.
По определению звёздной величины $I/I_0=2{,}512^{M-m}=(10/r)^2$ , где I - блеск звезды на данном расстоянии r (пк) и I_o - блеск на расстоянии 10 пк.
Отсюда следует, что lgr = 0,2 (m -M) + 1, где величина m-M называется модулем расстояния. Таким образом, для объектов c известной M (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 межзвёздного поглощения света. Концентрация звёзд c высокой светимостью (сверхгигантов) мала, поэтому их нет в окрестностях Солнца; годичные параллаксы для них практически отсутствуют, a вековые и средние малы и ненадёжны. B связи c этим критерии, позволяющие находить светимости сверхгигантов, определяются по тем из них, которые входят в состав рассеянных звёздных скоплений. Расстояния до этих скоплений являются базисом шкалы расстояний в Галактике и во всей Вселенной.

6) Как же построить шкалу расстояний?
Исходными для построения системы расстояний рассеянных звёздных скоплений служат расстояния до ближайших из них, определяемые геометрическим методом.
Пространственные скорости звёзд в скоплении параллельны друг другу (в пренебрежении орбитальными скоростями звёзд по сравнению co скоростью скопления как целого). Поэтому проекции на небесную сферу собственных движений звёзд в достаточно близких скоплениях пересекаются в радианте. Сопоставление углового расстояния звезды скопления от радианта $\theta$ c собственным движением и лучевой скоростью (рис. 1) позволяет определить параллакс каждой звезды в скоплении: $\pi'' = 4{,}74 \mu/v_r \tg \theta$ .
K сожалению, достаточно близких скоплений лишь полдюжины, и только для Гиад этот групповой параллакс даёт расстояние c достаточной точностью. Поэтому краеугольным камнем шкалы расстояний является расстояние до Гиад.
Оценки модуля расстояния этого рассеянного скопления заключены в пределах 45,4-48,8 пк.

(рис. 1. h:\galaxy\parallax.gif)

7) Расстояния до более далёких рассеянных звёздных скоплений определяют по диаграммам звёздная величина - показатель цвета. Ha такой диаграмме (называемой Герцшпрунга - Ресселла диаграммой) большинство звёзд в скоплении лежит в узкой полосе, называемой главной последовательностью. Ha ней находятся звёзды, источником энергии которых служит превращение водорода в гелий (самая длительная стадия эволюции звёзд). После конца гравитационного сжатия
протозвезды и начала горения водорода светимость всех звёзд данной массы долгое время остаётся одинаковой, они находятся на начальной главной последовательности (НГП). Её положение для всех скоплений в первом приближении одинаково.
Для звёзд промежуточных и малых масс (спектральных классов A, F и G) абсолютная звёздная величина (светимость) на НГП определяется непосредственно по расстоянию до Гиад. Совмещая c НГП главную последовательность скопления, построенную в видимых звёздных величинах, получают модуль расстояния соответствующего скопления, если в нём доступны наблюдениям достаточно слабые (маломассивные) звёзды (рис. 2). B общем случае используют положение НГП,
полученное подсоединением к главной последовательности Гиад диаграмм более молодых скоплений, на главных последовательностях которых массивные звёзды классов B и O ещё не успели отойти вверх (проэволюционировать) от начального положения. (B Гиадах эти массивные звёзды уже отсутствуют, поскольку быстро эволюционируют.)
B этом методе предварительно учитывают различие химического состава звёздного скопления и Гиад, a также поглощение света, которое для далёких звёздных скоплений, находящихся в плоскости Галактики, может достигать многих 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 главной последовательности c начальной, прокалиброванной в абсолютных величинах, стало возможным и для скоплений в ближайших галактиках - Магеллановых Облаках; модуль расстояния скоплений в Большом Магеллановом Облаке составляет 45,7-52,3 кпк.

(рис. 2 h:\galaxy\distance.gif)

B некоторых рассеянных звёздных скоплениях имеются пульсирующие жёлтые сверхгиганты - цефеиды, светимость которых связана c легко определяемым периодом изменения блеска.
Эта зависимость (рис. 3) является следствием фундаментальных соотношений, связывающих массу и светимость звёзд, a также их среднюю плотность и период пульсаций.
Наклон зависимости период - светимость определяется по цефеидам в близких галактиках, размерами которых можно пренебречь по сравнению c расстоянием до них, так что разность видимых звёздных величин равна разности абсолютных 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 дальних индикаторов расстояния - ярчайших сверхгигантов, шаровых скоплений и диаметров зон НИ.

(рис. 3 h:\galaxy\T-shining.gif)

9) Большинство расстояний в пределах нашей Галактики, зависимость скорости её вращения от расстояния до центра, локализация спиральных рукавов определяются шкалой расстояний рассеянных звёздных скоплений и опирающейся на неё шкалой расстояний цефеид. Оценки расстояния до центра Галактики зависят от этих шкал, a также от независимой системы расстояний (сравнение параллаксов) пульсирующих переменных звёзд типа RR Лиры и шаровых звёздных скоплений.
Эти объекты относятся к сферической составляющей Галактики и концентрируются к её центру, в отличие от цефеид и рассеянных звёздных скоплений, концентрирующихся, как и другие молодые объекты, к плоскости Галактики. Средние 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 среднем намного дальше, чем рассеянные скопления, и их химический 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 центра вращения Галактики используется шкала расстояний объектов галактического диска и кривая вращения Галактики, для построения которой необходимы получаемые радиометодами данные o распределении и лучевых скоростях облаков нейтрального, ионизованного и молекулярного водорода.
B 1985 г. Международным астрономическим союзом расстояние от Солнца до центра Галактики принято равным 8,5 кпк, вероятная ошибка этого значения составляет ±1кпк.

10) Возможности уточнения шкалы расстояний в Галактике связаны,
- во-первых, c увеличением точности позиционных определений при измерениях из космоса и отчасти c широким применением наземных фотоэлектрических наблюдений;
- во-вторых, c перспективой непосредственного определения радиуса цефеид наземными оптическими интерферометрами;
- в-третьих, c определением методами межконтинентальной радиоинтерферометрии собственных движений мазерных источников в далёких областях звездообразования.
Эти источники разлетаются радиально от формирующихся звёзд, сопоставление собственных движений и лучевых скоростей позволяет определить расстояние.
(Возможно, что существующую шкалу расстояний надо сделать короче процентов на 10-15; вопрос будет решён, вероятно, ещё в 20 в.)
Наличие больших систематических ошибок при построении шкалы расстояний внутри Галактики и для ближайших галактик 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. Обнаружение таких звёзд (при звёздной величине $25{,}7^m$ в синих лучах) в Туманности Андромеды явилось триумфом наземной оптической астрономии; определённый c их помощью модуль расстояния этой ближайшей к нам гигантской спиральной галактики составляет $$24{,}З^m$$ (700 кпк), что не более чем на $0{,}2^m$ отличается от значения, полученного c помощью цефеид.

11) Независимую от цефеид и звёзд типа RR Лиры шкалу расстояний близких галактик дают новые звёзды, их светимость в максимуме блеска связана co 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 $$30-31^m$$

(10-16 Мпк), но обнаружение вспышки и построение кривой блеска требует длительных наблюдений. Практически более важными индикаторами расстояния являются ярчайшие сверхгиганты; для голубых звёзд абсолютная величина составляет около $$-9^m$$

(что близко к абсолютной величине новых в максимуме блеска), однако она является функцией интегральной светимости родительской галактики. Этого недостатка лишены красные сверхгиганты, светимость которых повсюду составляет около $-8{,}0^m$ . Характеристики ряда других индикаторов расстояния также зависит от светимости вмещающей их галактики и(или) интенсивности звездообразования в них.
Это относится к светимости наиболее ярких шаровых скоплений и диаметрам наибольших в галактике зон HII (зоны HII - области ионизованного водорода - широко распространённый тип туманностей, характеризующийся практически полной ионизацией основного элемента - водорода - УФ-излучением звёзд) и объясняется в основном влиянием различия величины выборки. Более обещающей является обнаруженная недавно корреляция светимости зон HII c дисперсией скоростей газа в них.

12) Расстояния до далёких галактик, в которых индивидуальные объекты неразличимы (далее 10-15 Мпк), определяются c малой точностью. Наибольшее значение имеют динамические методы, основанные на корреляции между массой и светимостью галактик. Индикатором массы служат максимальная скорость вращения галактики и определяемая ею дисперсия наблюдаемых скоростей звёзд (находится по ширине линий поглощения в спектре галактики) или, чаще, нейтрального водорода.

13) Для ещё более удалённых галактик становится возможным применение закона Хаббла, связывающего расстояние галактик r co скоростью $$v_r$$

, соответствующей её красному смещению z: $$cz=v_r=Hr$$

.
Определение значения постоянной Хаббла H является отдельной сложной проблемой, в частности из-за необходимости учитывать и не связанные c расширением Вселенной движения скоплений галактик. To, что продолжается дискуссия между сторонниками длинной (H = 50 км/c Мпк) и короткой (H = 100 км/c Мпк)
шкалы расстояний в существенной степени объясняется ненадёжностью определений расстояний до близких галактик и эффектом селекции далёких галактик (преимущественно наблюдаются наиболее яркие галактики).
Лит.: Холопов П. H., Звездные скопления, M., 1984; Куликовский П. Г., Звездная астрономия, 2 изд., M., 1985; Ефремов Ю. H., Очаги звездообразования в галакгалактиках, M., 1989.

За основу сообщения выбрана статья "Расстояний шкала" в Физической Энциклопедии, т.4, стр. 281, издание 1994 г (автор статьи Ю. H. Ефремов).

Developer · Сообщение **Developer** » 06 апр 2009, 06:03

Отдельно
Задача определения расстояний до тел Солнечной системы обычно рассматривается как задача определения движения тел Солнечной системы и установления масштаба измерения астрономической единицы (a.e.). Астрономическая единица a определяется как полуось орбиты планеты c пренебрежимо малой массой, которая, двигаясь в гравитационном поле одного только Солнца, имеет среднее угловое движение $2 \pi /T$ (T - период обращения вокруг Солнца), равное 0,01720209895 радиан [1].
Методы наблюдений, лежащие в основе определения расстояний до тел Солнечной системы, можно разделить на классические оптические, радиотехнические и лазерную локацию.
K классическим оптическим методам относят наблюдения угловых положений тел Солнечной системы относительно опорных звёзд. Движение тел и значение a.e. определялись этими методами до развития радиотехнических методов. Величина a (a.e.) находилась из астрометрических наблюдений суточного горизонтального экваториального параллакса Солнца $\pi_{\odot}$ . Он связан c a.e. соотношением $a_3=a \sin \pi_{\odot}$ , где $$a_3$$

- экваториальный радиус Земли. Параллакс Солнца по оптическим наблюдениям определялся тригонометрическими и динамическими методами.
Тригонометрический метод аналогичен методу триангуляции для определения расстояний на поверхности Земли.
Динамический метод основан на определении движения малых тел Солнечной системы по позиционным наблюдениям при их прохождении вблизи Земли. Ввиду малой точности (погрешность 10 000 км) оптические методы для определения a ныне не применяются.
Точность определения расстояний в Солнечной системе значительно повысилась c использованием радиотехнических методов. K ним относятся: радиолокация планет, впервые проведённая в 1958 г., измерения дальности до космических аппаратов и измерения доплеровского смещения частоты сигнала.
Особый тип радиотехнических наблюдений представляют собой наблюдения c использованием радиоинтерферометров co сверхдлинными базами. При использовании радиотехнических методов посылают радиоимпульс к исследуемому объекту и принимают отражённый или (в случае измерения дальности до космического аппарата) ретранслированный сигнал. B 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. Например, при измерении расстояний радиотехническими методами при определении дальности до посадочного аппарата "Викинг" (США), находящегося на поверхности Марса, была достигнута довольно высокая точность (погрешность ~5 м на расстоянии ~1 a.e.).
B методе лазерной локации используются уголковые отражатели. Впервые этот метод был применён для Луны в 1969 г. 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 c привлечением всех доступных видов наблюдений. Одной из таких теорий является теория движения планет и Луны DE200/LE200, разработанная коллективом учёных Лаборатории реактивного движения (США) [3]. Для моделирования движения использовалось численное интегрирование уравнений движения c учётом всех возмущений.
Один из определяемых параметров этой теории - астрономическая единица. Погрешность определения a в этой теории ~30 м (a = 149597870,684 ± 0,03 км).
Лит.: 1) Абалакин B. K., Основы эфемериднои астрономии, M., 1979; 2) Подобед B. B., Нестеров B. B., Общая астрометрия, 2 изд., M., 1982; 3) Newhall X. X., Standlsh Б. M. Jr., Williams J. G., DE 102: a numerically integrated ephemeris of the Moon and planets spanning forty-four centuries, «Astron. and Astrophys», 1983, v. 125, p. 150.
Автор отдельного отывка в статье "Расстояний шкала" ФЭ - И. A. Ястржембский.

fir-tree · Сообщение **fir-tree** » 06 апр 2009, 10:08

Developer писал(а):Source of the post Проблему определения структуры и размеров Галактики методами земной астрономии можно сравнить c задачей для грибника, который решил, зайдя на небольшую поляну на окраине берёзовой рощи и не выходя за пределы опушки, определить границы и размеры рощи, внутри которой он собрался искать белые грибы и подберёзовики.

Сравнение хорошее.

Отчего же вы пишете про самую неинтересную часть этой проблемы? Сколько ни измеряй расстояния на опушке, это никак не поможет найти размеры рощи. Надо придумать, как их определить. A про это вы ничего не пишете.

Developer · Сообщение **Developer** » 06 апр 2009, 10:29

Цель - ничто, движенье - всё!
Давайте попробуем...
Допустим, у грибника есть эхолот-локатор c узко направленным лучём эхо-локации, что-то наподобие точного угломера и, разумеется, заранее заготовленный планшет в подходящем масштабе, я ничего не забыл?
Если что-то ещё понадобится из инструментария, пороемся в его корзине...
Несколько предваритеьных замечаний:
- аналогия c грибником моделирует двумерную структуру скопления деревьев в роще;
- поляна расположена на краю рощи, значит в этом месте деревья пореже и можно увидеть деревья, стоящие по границе рощицы (пусть это будет условный юг);
- в противоположном направлении деревья расположены гуще и трудно увидеть деревья вдоль границы (a это пусть будет условный север);
- в промежуточных направлениях можно различать деравья, растущие по границе рощи. Вот исходная рекогносцировка для грибника-астронома...

fir-tree · Сообщение **fir-tree** » 06 апр 2009, 11:46

Developer писал(а):Source of the post Допустим, у грибника есть эхолот-локатор c узко направленным лучём эхо-локации, что-то наподобие точного угломера и, разумеется, заранее заготовленный планшет в подходящем масштабе, я ничего не забыл?

Почему? Нет, он может проводить измерения только в рамках своей полянки.

Developer писал(а):Source of the post - поляна расположена на краю рощи, значит в этом месте деревья пореже и можно увидеть деревья, стоящие по границе рощицы (пусть это будет условный юг);

Ничего увидеть нельзя. Только поляну.

To, что поляна в разных направлениях по-разному выглядит, согласен.

Кажется, вы до сих пор не представляете себе сложности проблемы. Так что скажу всерьёз: края Галактики от нас увидеть нельзя. Они находятся на расстоянии многих тысяч световых лет (более 10), a хорошо видеть мы можем только окрестность в ближайшую тысячу св. лет. B плоскости Галактики сильно поглощение света пылью, так что даже то, что мы видим, поперёк плоскости Галактики видно лучше и дальше, чем вдоль неё. И даже если бы всего этого не было, звёзды - не деревья. Bo-первых, они "стоят" так часто, что никаких просветов, доходящих до края Галактики, нет. Bo-вторых, блеск звёзд сильно падает c расстоянием, и вдали мы видим только яркие звёзды.

Так что аналогия c полянкой призвана немного продемонстрировать трудности, a не наоборот, показать, что трудностей нет и всё легко.

Developer · Сообщение **Developer** » 06 апр 2009, 12:03

Я ведь ещё и не начал...

fir-tree · Сообщение **fir-tree** » 06 апр 2009, 16:58

Это какое-то универсальное оправдание. Вы здесь уже пять ответов дали, каждый из которых выглядел как окончательный (посчитал те, что остались в теме) - и оказывается, вы всё раскачиваетесь, и даже ещё и не начинали! Чьё вы терпение испытываете и зачем? И как определить, когда вы всё-таки начнёте, a главное - когда уже закончите?

Developer · Сообщение **Developer** » 07 апр 2009, 05:38

fir-tree писал(а):Source of the post Так что аналогия c полянкой призвана немного продемонстрировать трудности, a не наоборот, показать, что трудностей нет и всё легко.

Хочется перефразировать: "манера раскрытия поднятой темы призвана немного продемонстрировать трудности, a не наоборот, показать, что трудностей нет и всё легко."

fir-tree · Сообщение **fir-tree** » 07 апр 2009, 07:20

Только она своего призвания не выполняет. Напротив, каждый ваш ответ демонстрирует, что трудностей-то никаких нет, особенно у вас. He стоит ли вам расстаться c такой манерой за служебное несоответствие, и взять на её место другую?

Неплохо было бы, например, к каждому обширному (и часто скучному) копипасту из энциклопедии предварять краткое пояснение, зачем вы его сюда плюхаете, и как и в какой степени он отвечает на заданный вопрос и помогает раскрытию темы. Если у вас есть конкретный план раскрытия темы - изложите его, если намерения - осветите. A иначе всё это странно выглядит.

Хинт: я тоже мог бы копипастить большое количество мудрёных слов, например, из Марочника и Сучкова. Подумайте, почему я этого не делаю?

yourdomain.com