Расстояние до галактик на основании углового размера

[cppboris]

Возможно ли приблизительно вычислить расстояние до некой далекой галактики исходя из её углового размера на фото? Предполагая также, что физически она имеет некий средний размер. Вот, например, все то множество галактик, которое наснимал Хаббл? Занимался ли в принципе кто-нибудь такой оценкой?

[Ly_S]

Наверно можно посчитать, как убывает  видимый объём 100 000 св.лет, с расстоянием.

[cppboris]

Неужели никто не проводил таких расчетов? Например, чтобы сверить с расстояниями, которые определяются согласно красному смещению.

[Грехов Михаил]

Наблюдается красное смещение. Есть так называемая постоянная Хаббла. Расстояние до близких галактик можно оценить по:

1. Цефеидам, которые там можно зарегистрировать. Ибо блеск и природа известна и хорошо изучена.
2. Сверхновым, которые в этих галактиках пыхают. Ибо модель пыха известна.

До далеких (примерно)-по формуле Хаббла. Через постоянную Хаббла умноженную на красное смещение.

Диаметр галактики может быть весьма разный. Например Млечный Путь - 100 000 световых лет, М31-140 000, М87 - 2 млн св. лет и IC1101 - 6млн св. лет в поперечнике. А есть и карликовые галактики. Совсем мелкие.  И поэтому по поперечнику средствами тригонометрии нельзя. 

[Александр Анохин]

Занимался ли в принципе кто-нибудь такой оценкой?

Конечно занимались.

[cppboris]

Занимался ли в принципе кто-нибудь такой оценкой?

Конечно занимались.

Это точно? И все приблизительно сходится?

[Klapaucius]

Занимался ли в принципе кто-нибудь такой оценкой?

Конечно занимались.

Это точно? И все приблизительно сходится?

На расстоянии нескольких млд. св. лет и меньше постоянная Хаббла действительно постоянна, и Вселенная однородна. Это подавляющая часть того что наблюдалось. Дальше не только релятивистские эффекты, но и трудности наблюдения. Т.е. видны лишь наиболее яркие объекты. Например квазары. Впрочем обычные, но крупные галактики с огромным красным смещением тоже изредка видны. Приблизительно всё сходится, но чёткой и главное "железно" неизменяемой будущими исследователями модели нет.

[Незван]

Это точно? И все приблизительно сходится?

[Одесса-mode]
 А что для Вас "приблизительно"? Как Вы для конкретной наблюдаемой галактики оцените отклонение ее размера от среднего?
[/Одесса-mode]

Дальше не только релятивистские эффекты, но и трудности наблюдения.

Кроме того, галактики эволюционируют и могут менять свой размер; среднее вблизи и среднее "дальше" будут отличаться.

[Дмитрий Фролов]

"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%."

http://www.astronet.ru/db/msg/1188617
Расстояния до космических объектов (методы определения)
Ю. П. Псковский,  "Физика Космоса", 1986
Глоссарий Astronet.ru

А сегодня кстати лекция будет на тему расстояний (актуально для москвичей)
http://www.planetarium-cc.ru

[e+]

Угловой размер укажет на расстояние в момент излучения дошедшего до нас света.

[VFP]

А давайте определять расстояние до звёзд по их видимой яркости. Один фиг все звёзды имеют некую среднюю яркость и размер. 

[Gleb1964]

Есть статья на Элементах http://elementy.ru/nauchno-populyarnaya_biblioteka/431380/Oni_byli_pervymi

Как измерить расстояние в расширяющейся Вселенной

В космологии есть четыре основные шкалы расстояний, основанные на яркости объектов (Luminosity Distance, DL), угловых размерах (Angular Diameter Distance, DA), времени прохождения света (Light Travel Time Distance, DT), а также сопутствующая шкала (Comoving Distance, DC). Для расстояний менее 2 млрд. световых лет эти шкалы совпадают.

[Monstr]

А давайте определять расстояние до звёзд по их видимой яркости. Один фиг все звёзды имеют некую среднюю яркость и размер. 

А что вы смеетесь. Один из методов использует такой подход и весьма удачно. Это метод спектрального параллакса. Только там используют не среднюю яркость вообще всех звезд, а конкретного спектрального класса и класса светимости. Минусом его является необходимость учета межзвездного поглощения.