Звездная фотометрия и шкала расстояний

Измерение видимой яркости и цвета звезды, а также сравнение этих данных с ее истинной светимостью позволяет определить расстояние до звезды, выстраивая таким образом иерархию методов измерения масштабов Вселенной.

Definition

Звездная фотометрия — это измерение яркости и цвета звезд с использованием стандартизированных полос пропускания, а шкала расстояний — это иерархия калиброванных методов, которые используют эти и другие измерения для определения астрономических расстояний.

Scope

Тема охватывает систему звездных величин и фотометрические полосы пропускания, различие между видимой и абсолютной звездной величиной, а также модуль расстояния, показатели цвета и экстинкцию, тригонометрический параллакс и цепочку стандартных свечей, включая переменные звезды типа цефеид и RR Лиры, а также сверхновые типа Ia, которые составляют космическую лестницу расстояний.

Core questions

• Как количественно определяется яркость звезды?
• Как сравнение видимой и истинной яркости позволяет определить расстояние?
• Что такое стандартные свечи?
• Как строится космическая лестница расстояний?

Key concepts

• видимая и абсолютная звездная величина
• фотометрические полосы пропускания
• показатель цвета
• модуль расстояния
• тригонометрический параллакс
• стандартная свеча
• зависимость период-светимость

Key theories

Звездные величины, цвета и модуль расстояния

Яркость звезд измеряется по логарифмической шкале звездных величин в определенных полосах пропускания; разница между видимой и абсолютной звездной величиной, или модуль расстояния, дает расстояние, в то время как показатели цвета измеряют температуру и выявляют покраснение, вызванное межзвездной пылью.

Стандартные свечи и лестница расстояний

Объекты с известной внутренней светимостью, такие как цефеиды, подчиняющиеся зависимости период-светимость Ливитт, и сверхновые типа Ia, действуют как стандартные свечи; калиброванные параллаксом на малых расстояниях, они расширяют шкалу расстояний до галактик и измеряют расширение Вселенной.

Mechanisms

Видимая яркость звезды зависит как от ее истинной светимости, так и от расстояния до нее; таким образом, если светимость известна, расстояние может быть определено по закону обратных квадратов. Близкие расстояния закрепляются параллаксом — кажущимся смещением звезды при движении Земли вокруг Солнца; эти данные калибруют стандартные свечи, известные светимости которых затем позволяют измерять все большие расстояния, при этом каждая ступень лестницы служит основой для следующей.

Clinical relevance

Фотометрия и шкала расстояний преобразуют наблюдаемую яркость в физические светимости, размеры и расстояния, которые лежат в основе всей астрофизики; космическая лестница расстояний позволяет определить постоянную Хаббла, а также масштаб и возраст Вселенной, а существующее в настоящее время расхождение между значениями, полученными для локальной Вселенной и ранней Вселенной, является центральной проблемой в космологии.

History

Гиппарх ввел шкалу звездных величин в античности; Ливитт открыла зависимость период-светимость для цефеид в 1912 году, которую Хаббл использовал для измерения расстояний до галактик и расширения Вселенной, а современные миссии по измерению параллакса и обзоры сверхновых уточнили лестницу расстояний и постоянную Хаббла.

Debates

Проблема постоянной Хаббла

Измерения постоянной Хаббла с помощью лестницы расстояний значительно расходятся со значением, полученным из данных о реликтовом излучении ранней Вселенной; является ли это следствием неучтенных систематических ошибок измерений или новой физики, остается важным открытым вопросом.

Key figures

• Henrietta Swan Leavitt
• Edwin Hubble
• Walter Baade
• Wendy Freedman

Seminal works

• leavitt1912
• freedman2010

Frequently asked questions

Почему более яркой звезде присваивается меньшая звездная величина?

Шкала звездных величин унаследована от древних классификаций, в которых самые яркие звезды имели первую величину, а более тусклые — более высокие числа; она логарифмическая и обратная, поэтому меньшие и даже отрицательные звездные величины означают более яркие объекты.

Что такое стандартная свеча?

Это объект, истинная светимость которого известна или может быть выведена, например, переменная звезда типа цефеиды или сверхновая типа Ia; сравнение ее известной светимости с наблюдаемой яркостью дает расстояние до нее, что делает ее эталоном для измерения Вселенной.