Галактически измервания

Причината да не знаем много за галактиките е това, че те са много отдалечени от нас, което ги прави трудни за изучаване. Разстоянието до галактиките векове наред било основен спор между астрономите. Например, през 1755 г. немският философ Имануел Кант, чиито възгледи за произхода на Слънчевата система били доста напредничави за времето си, предположил, че галактиките са отдалечени звездни системи, подобни на Млечния път. От друга страна американският астроном Харлоу Шапли твърдял чак до към 20-те години на 20 век, че галактиките са просто малки спътници на Млечния път. Причината за такива недоразумения се корени в трудността на измерване на разстоянията до галактиките.

Галактически разстояния

Галактиките са отделени една от друга на огромни разстояния. Дори най-близката до нас - Големия магеланов облак се намира на повече от 150 000 св. г. от Слънцето. Астрономите не могат да използват паралакса за измервания, тъй като разстоянията са огромни и следователно ъгълът, с който се променя разположението на галактиката с движението ни около Слънцето е много малък за да бъде регистриран. Затова астрономите трябва да използват други начини за да намерят разстоянията. Един от начините е метода на стандартните свещи.
Ако знаем светимостта на даден източник на светлина, можем да използваме закона за яркостта за да намерим разстоянието до източника. Астрономите използват различни астрономически обекти като стандартни свещи, но едни от най-достоверните са ярките променливи звезди познати като цефеиди. Цефеидите имат светимост около един милион пъти по-голяма от слънчевата и тъй като те са толкова ярки, е лесно да бъдат видяни в близки галактики. Не само това, но и тъй като яркостта им се променя с пулсациите, тези звезди лесно се различават от обкръжението си. Още по-важното е, че времето, което е нужно на тези звезди да преминат от ярка до слаба и после пак до ярка фаза (периодът им) е свързано със светимостта им (спомнете си връзката период-светимост). Това позволява на астрономите да определят светимостта на цефеида като просто измерят времето, необходимо за приключването на един цикъл. След като астрономите намерят светимостта на променливата звезда, те могат да намерят разстоянието до нея чрез просто измерване на видимата яркост от Земята и прилагане на закона за яркостта.
Цефеидите са достатъчно ярки за да могат астрономите да ги използват за да намерят разстоянието до близките галактики, но въпреки че тези звезди са ярки, те не могат да бъдат използвани за намирането на разстоянието да далечните галактики. Затова астрономите трябва да използват други стандартни свещи като свръхгигантски звезди, планетарни мъглявини или свръхнови за да определят разстоянието до далечните системи. Точността на метода зависи от точното познаване на светимостта на стандартната свещ, която се използва - да вземем например свръхновите - светимостите им са все още само приблизително изчислени. Това е причината астрономите да са потърсили други начини за измерване на разстоянията до галактиките.

Червеното отместване и закона на Хъбъл

През 20-те години на 20 век астрономите открили, че галактиките се отдалечават една от друга. Това откритие дошло от спектъра на далечни галактики. Спектърът на галактиката представлява общия спектър на всички звезди от галактиката. Ако една галактика се приближава към нас или отдалечава от нас, спектралните й линии ще бъдат отместени като следствие от ефекта на Доплер. Отдалечаването от нас удължава вълната и води до така нареченото червено отместване. Чрез използване на отместването на спектралните линии и формулата за доплеровото отместване може да се намери скоростта на галактиката.
Когато астрономите направили тези наблюдения, те били удивени от факта, че почти всички галактики се отдалечават от Млечния път. Изключенията са няколко близки галактики, чиито движения са повлияни от гравитационното привличане на Млечния път и съседите му. Още по-удивителното е, че скоростта на галактика - скоростта на разбягване - е по-голяма за по-далечните галактики. Скоростта на разбягване се увеличава с разстоянието.



Галактиките, намиращи се по-далеч от нас се рабягват по бързо

Цитат :

През 1920 г. Едуин Хъбъл открил, че проста формула свързвала скоростта на разбягване V и разстоянието D. Той открил, че

V = HD

където Н е константа. В чест на откривателя си тази релация е наречена закон на Хъбъл, а Н константа на Хъбъл.

Стойността на константата на Хъбъл зависи от мерните единици, които се използват за измерване на V и D. Астрономите обикновено измерват V в km/s, а D в мегапарсеци (Mpc). При тези единици H е някъде между 50 и 100 километра в секунда на мегапарсек. Тук ще използваме H = 75 километра в секунда на мегапарсек, но трябва да имате в предвид, че астрономите не са на едно мнение за стойността на Н. Причината за това противоречие е, че за да определим Н, трябва да знаем и разстоянието, и скоростта на поне няколко галактики. Само тогава ще можем точно да калибрираме закона. Както обаче ще видите, точното измерване на разстоянието дори и до близките галактики е трудна задача. Наблюденията с космически телескопи може и да разрешат загадката. Междувременно ще използваме случайно избраната стойност от 75 километра в секунда на мегапарсек.
След като научим Н можем да обърнем зависимостта и да използваме закона на Хъбъл за да намерим разстоянието до галактика. Методът е следния: намираме спектъра на галактиката, до която искаме да определим разстоянието. От спектъра измерваме доплеровото отместване на спектралните линии. От формулата за доплеровото отместване изчисляваме скоростта на разбягване. Прилагаме тази скорост към закона на Хъбъл за да намерим разстоянието. Всичко казано по-горе сега ще разпишем с конкретни стойности.
Да започнем с написването на закона на Хъбъл

V = HD

За да намерим D разделяме и двете страни на Н и получаваме

D = V/H

Накрая заместваме измерената стойност на V и стойността, избрана за Н и ги заместваме в горната формула за да намерим разстоянието. Например, да предположим, че от спектъра на галактика сме установили, че скоростта й на разбягване е 60 000 km/s. Намираме разстоянието като заместим стойността за V в горното уравнение и я разделим на H.

D = (60 000 km/s) / H

Ако вземем Н = 75 km/s/Mpc, стойността за D e

D = (60 000 km/s) / (75 km/s/Mpc) = 800 Mpc

При прилагането на този метод трябва да внимаваме какви мерни единици използваме. Когато разделим V, измерена в km/s, на Н, измерена в km/s/Mpc, отговорът ще бъде в мегапарсеци. Следователно числото 800 е не в парсеци или светлинни години, а в мегапарсеци. Освен това законът на Хъбъл е приложим само за галактики, които са на известно разстояние. Скоростта на близките галактики е силно повлияна от гравитационното привличане на съседите им и следователно методът не е приложим за такива системи
Сега, след като знаем разстоянието до галактика, можем да измерим радиуса и масата й.

Измерване на диаметъра на галактика

Астрономите измерват диаметъра на галактика като използват метода, който прилагаме за измерване на диаметъра на Луната или Слънцето. Реалният диаметър на едно тяло, d, можем да получим като използваме ъгловите му размери, А, и разстоянието, D (фиг. 1). Единиците, използвани за измерване на d и D са еднкви; при измерването на размерите на галактика можем да изразим резултата в светлинни години или в парсеци.

d = 2πAD / 360

За да онагледим метода ще измерим диаметъра на М31 - близък съсед на Млечния път. М31 също е спирална галактика и следователно когато говорим за диаметъра й, става въпрос за диаметъра на диска й. Дори това обаче е до известна степен неясно, защото броят на звездите просто намалява към краищата и е трудно да се каже къде свършва галактиката и къде започва междугалактичното пространство.
Ъгловият диаметър, А, на М31 е около 5°, а разстоянието е около 670 000 парсека. Като използваме горния израз на d и като заместим съответните стойности получаваме, че диаметърът, d, на М31 е



d = 2πAD / 360, или

d = 2π x 5 x 670 000 / 360 = около 58 500 pc

Измерване на масата на галактика

След като разберем диаметъра на галактика, можем да намерим масата й като приложим модифицирания вид на третия закон на Кеплер. Спомнете си, че модифицирания вид на третия закон на Кеплер свързва масата на тяло с разстоянието до обект, намиращ се в орбита около него и орбиталния период на същия този обект. Следователно ако наблюдаваме звезда от външните краищата на галактика, измерим орбиталния й период (времето, което е необходимо на звездата да направи една обиколка около галактиката) и отдалечеността й от центъра на галактиката, ще можем да изчислим масата на самата галактика.
По-горе видяхме, че за да измерим масата на галактика, първо трябва да измерим орбиталната скорост на звезди или газ от галактиката. Можем да направим това като изследваме спектъра на галактиката, защото движението на звездите в нея причинява доплерово отместване на спектралните линии, които наблюдаваме. От това отместване можем да определим скоростта на въртене на звезда около галактичния център. Като имаме тази скорост и измерим отдалечеността на звездата от галактичния център, можем да намерим орбиталния период на звездата като разделим обиколката на орбитата й на орбиталната й скорост. Накрая заместваме стойностите за орбиталния период и разстоянието до центъра на галактиката в модифицирания вид на третия закон на Кеплер и получаваме масата на галактиката. При използването на този метод астрономите всъщност не вземат спектъра на една звезда, а този на група звезди или газови облаци, които се движат заедно около галактичния център. Не е нужно спектрите да са във видимия диапазон. Много от най-точните изчисления идват от измервания на доплеровото отместване с радиотелескопи.
Гореописания метод е отличен и точен начин за измерването на масата на галактика, но когато астрономите сравняват изчислената маса с тази, която се вижда под формата на звезди и газ, се наблюдава озадачаваща разлика. Почти без изключения масата, изчислена чрез закона на Кеплер е по-голяма от масата на звездите и междузвездното вещество, наблюдаеми с оптични, инфрачервени и радио телескопи. Изглежда, че галактиките съдържат материя, която не може да бъде видяна. Тази материя астрономите наричат тъмна.