Лекция 9. Галактики 19. Методы определения расстояний до галактик

метод Талли-Фишера, основан на использовании найденной ими 1977 году эмпирической зависимости между светимостями галактик позднего типа и ширинами в них линий 21 см (т.е. скоростями вращения галактик). Современные измерения приводят к соотношению: L ∝ V_max^3.4. Метод удобен для проведения массовых статистических исследований в далеких скоплениях галактик. Для галактик ранних типов расстояния можно находить на основе обнаруженной Фабер и Джексоном в 1976 году корреляции между светимостью нормальных эллиптических галактик и дисперсией скоростей их звёзд - это степенной закон L ∝ σ_V⁴ . Наибольшую пользу метод может принести, если использовать его для измерений относительных расстояний между галактиками. Эти методы точнее, чем метод диаметров, но ошибки и в них могут достигать 50%. Оба метода основаны, как видим, на вполне ожидаемой из теоремы вириала зависимости: чем тяжелее галактика, тем выше скорости движения в ней звёзд и облаков газа. Однако существование обеих эмпирических зависимостей заставляет предполагать, что соотношения видимой и темной материи в галактиках соответствующих типов одинаково, что еще не нашло теоретического обоснования.
Перейдем теперь к определению расстояний до наиболее удаленных объектов, к которым неприменимы отмеченные выше методы. Введем так называемое красное смещение:

при этом имеется приближенная формула для вычисления лучевой скорости: v_r ≈ zc, где с - скорость света. Эдвин Хаббл установил, что приближенно для не очень близких галактик выполняется соотношение v_r = Hr, величину H называют постоянной Хаббла. Сидней ван ден Берг, проанализировав имеющиеся определения постоянной Хаббла, дал среднее из определений, выполненных ранее 1996 года: H = 72 км/с/Мпк. В 1999 году Тауэр, Фергюсон и Шэнкс, определив с помощью цефеид расстояния до галактик скопления в Деве, привели величину H = 67 7 км/с/Мпк. В настоящее время она полагается равной ≈ 70 км/с/Мпк. К сожалению, пекулярные скорости близких галактик, до которых расстояния определяются надежно, слишком велики по сравнению с хаббловской скоростью, а расстояния до далеких галактик очень ненадежны. Поэтому постоянная Хаббла до сих пор известна с ошибкой порядка 10 км/c/Мпк. Однако это единственный метод определения расстояния до далеких галактик, квазаров и скоплений галактик. По результатам космического эксперимента WMAP H₀ = 71 км /с/ Мпк с ошибкой ≈ 5%.
Более точная формула связи z и v_r , в отличие от приведенной выше верной для малых z, имеет вид:

Именно этой формулой пользуются в большинстве случаев для определения лучевой скорости, так как наблюдаемая величина z для самых далеких наблюдаемых внегалактических объектов достигает 3.5.
В последнее время для оценки расстояний до очень далеких галактик получает все большее распространение метод