5. Определение внегалактических расстояний.

Расстояния до ближайших галактик были установлены по оценкам видимых звездных величин цефеид и ярчайших звезд в этих звездных системах. Более тысячи цефеид найдено в Магеллановых Облаках, несколько сотен - в Туманности Андромеды. Цефеиды обнаружены также в семи неправильных и спиральных галактиках, находящихся в радиусе около 3 Мпк вокруг нашей Галактики.

В системах, где не удается обнаружить цефеиды, ищут ярчайшие звезды-сверхгиганты и гиганты высших классов светимости. Ярчайшие сверхгиганты обнаружены в нескольких сотнях спиральных и неправильных галактик в радиусе до 10 Мпк (абсолютные величины их - от -9 до -10^m). В эллиптических галактиках население I типа (долгопериодические цефеиды, сверхгиганты и горячие газовые туманности) отсутствует. Однако небольшие эллиптические галактики нашей Местной группы на фотографиях распадаются на звезды, ярчайшие из которых оказались красными гигантами, аналогичными гигантам в шаровых звездных скоплениях нашей Галактики (абсолютные величины этих гигантов достигают -2^m, радиус обнаружения - около 1 Мпк). По красным гигантам удается оценивать фотометрические расстояния до эллиптических галактик внутри Местной группы галактик с погрешностью 20%.

В качестве индикаторов расстояний используются также новые звезды и сверхновые звезды.

В некоторых галактиках наблюдаются яркие газовые туманности. Оказалось, что линейные размеры наибольших туманностей в галактиках почти одинаковы. Поэтому, измерив угловые размеры d" ярчайшей туманности в к.-л. галактике, можно определить расстояние r до этой галактики. Данный способ применим к спиральным и неправильным галактикам до расстояний 15 Мпк. Погрешность этого метода - не менее 10%.

До остальных галактик фотометрические расстояния можно определять более грубым способом по оценке интегральной звездной величины галактики. По особенностям внешнего вида спиральных галактик (толщина, длина спиральных рукавов, поверхностная яркость и т.п.) часто можно грубо оценить светимость галактики или, по крайней мере, установить, что галактика не относится к числу карликовых. В последнем случае ее абсолютную интегральную величину можно условно принять равной -20^m (ср. значение для галактик-гигантов) и по видимой величине грубо оценить расстояние.

На больших расстояниях (> 1000 Мпк) видимый блеск галактик и других космических объектов ослабляется не только в силу фотометрического закона квадрата расстояния, но также, помимо поглощения света, вследствие красного смещения - "покраснения" далеких источников излучения, отражающего расширение Вселенной, что приходится учитывать при определении фотометрических расстояний.

6. Определение расстояний по красному смещению

Сравнение фотометрических расстояний до галактик с величиной смещения z их спектральных линий к красному концу спектра показало, что величина пропорциональна расстоянию r (Хаббла закон): z=Hr/c, где H - постоянная Хаббла. Отсюда получается формула для определения расстояний до далеких галактик, радиогалактик и квазаров:

r=cz/H (Мпк). (7)

Рис. 4. Методы определения расстояний до звезд и

внегалактических объектов; указаны современные пределы

применимости методов и основные измерительные принципы.

В пределах систем галактик (пар, групп, скоплений) эта зависимость неприменима из-за собственных скоростей галактик в этих системах. Определение расстояний до сравнительно близких галактик по формуле (7) требует также учета движения нашей Галактики в Местной группе галактик и Местной группы относительно окружающих галактик (эта скорость составляет несколько сотен км/с). Проверка пропорциональности красного смещения фотометрическому расстоянию для галактик и радиогалактик, предельно доступных наблюдениям в телескопы, в основном подтвердила закон Хаббла. Однако расстояние, определенное по красному смещению (хаббловское), уже нельзя считать фотометрическим, хотя H и получена по фотометрическим расстояниям галактик.

До 500 Мпк система внегалактических расстояний (фотометрических и хаббловских) проверена прямыми определениями расстояний до сверхновых звезд по измерениям их поверхностных температур и скоростей расширения оболочек. Надежных оценок значительно больших расстояний пока нет.

На рис. 4 показаны пределы применимости рассмотренных методов определения расстояний до космических объектов.

Для галактик с z>0,5 зависимость (4) принимает более сложный вид и неодинакова для различных космологических моделей Вселенной.