Шкала расстояний в астрономии — комплексное название проблем, связанных с измерением расстояний в астрономии.

Построение шкалы

Метод тригонометрических параллаксов

Годичный параллакс — угол, под которым виден средний радиус Земной орбиты из центра масс звезды. Существование годичного параллакса обусловлено только законами геометрии и более ничем, таким образом данный метод сродни прикладыванию линейки и является моделенезависимым. Из тех же законов геометрии искомое расстояние до звезды равно:

Однако на практике никто так не считает, так как параллакс — малый угол. А для малых углов sin α = α. И итоговая формула, которую и используют на практике:

— где угол α выражен в радианах. Значение параллакса уменьшается с ростом расстояния до звезды, резко ограничивая область применения метода.

Метод определения расстояния по цефеидам и звездам типа RR лиры

Цефеиды и звезды типа RR Лиры — переменные объекты, но если цефеиды молодые объекты, то вторые — звезды уже сошедшие с главной последовательности гиганты спектральных классов A-F. Характерной их особенностью является зависимость Период пульсации — Абсолютная звездная величина.

Основных проблем данного метода две:

• невысокая светимость самих объектов. То есть крайне трудно в далёкой галактике найти цефеиду.
• Необходимо учитывать поглощение света пылью как при калибровке зависимостей, так и при самих измерениях расстояний.

Метод определения расстояния по сверхновым типа Ia

Сверхновые типа Ia — это взрыв белого карлика в тесной двойной системе. Основываясь на расстоянии, полученном на основе измерения по цефеидам, было установлено, что все сверхновые данного типа в максимуме имеет примерно одинаковую светимость.

Физическая схема явления проста: аккрецирующее вещество со звезды-компаньона скапливается в значительном количестве на поверхности белого карлика. В какой-то момент давление вырожденного газа более не способно выдерживать вес скопившегося вещества, происходит коллапс. Масса белого карлика на тот момент известна и равна пределу Чандрасекара. Именно данный факт, по мнению теоретиков, является причиной одинаковой светимости в максимуме.

Тогда, если застать вспышку в максимуме блеска, то можно определить расстояние до сверхновой, а по линиям в спектре определить красное смещение. Следуя подобным путем, в 1998 году две группы наблюдателей открыли ускоряющееся расширение Вселенной.

Метод определения расстояния по гравитационным линзам

Проходя около массивного тела, луч света отклоняется. Таким образом массивное тело способно собирать параллельный пучок света в некотором фокусе, строя изображение, причем их может быть несколько. Время запаздывания между изображениями, в большинстве случаев, в первом приближении равно , где d — расстояние между изображениями, а с — скорость света.

Зная угловое расстояние между изображениями и применяя законы геометрии, можно вычислить расстояние до линзы. Однако минус этого метода в том, что априори неизвестны гравитационный потенциал линзы и его структура. Связанная с этим ошибка может быть значительна для точных измерений.

Связь проблемы шкалы расстояний с ключевыми проблемами астрофизики

История

Литература

• Шкала расстояний во вселенной
• Игорь Дроздовский Методы определения расстояний до галактик. Архивировано из первоисточника 11 августа 2011.
• Расстояния до космических объектов (методы определения) // Физика космоса / под редакцией Р. А. Сюняева. — 2-е изд. — М.: Советская энциклопедия, 1986. — С. 569—573.