Как определяют расстояние до очень далёких звёзд?

[Infinity]

Собственно вопрос в названии темы.
Кто что знает???

[shandrik]

Собственно вопрос в названии темы.
Кто что знает???

Насколько далеких?

[Infinity]

Для которых не действует метод параллакса 

[Pluto]

Например, для цефеид расстояния определяют по зависимости период-светимость. Т.е., зная период цефеиды можно оценить ее светимость и, зная ее видимый блеск, определить расстояние до нее.

[AAV]

Фотометрическим методом.
Освещенности, создаваемые одинаковыми по мощности источниками света, обратно пропорциональны квадратам расстояний до них. Следовательно, видимый блеск одинаковых светил (т. е. освещенность, создаваемая у Земли на единичной площадке, перпендикулярной лучам света) может служить мерой расстояния до них.
 По относительным скоростям.
Косвенным показателем расстояния до звезд являются их относительные скорости: как правило, чем ближе звезда, тем больше смещается она по небесной сфере. Определить таким способом расстояние, конечно нельзя, но этот способ дает возможность “вылавливать” близкие звезды.
Также существует другой метод определения расстояний по скоростям, применимый для звездных скоплений. Он основан на том, что все звезды, принадлежащие одному скоплению, движутся в одном и том же направлении по параллельным траекториям. Измерив лучевую скорость звезд с помощью эффекта Доплера, а также скорость, с которой эти звезды смещаются относительно очень удаленных, то есть условно неподвижных звезд, можно определить расстояние до интересующего нас скопления.

[Pluto]

Фотометрическим методом.
Освещенности, создаваемые одинаковыми по мощности источниками света, обратно пропорциональны квадратам расстояний до них. Следовательно, видимый блеск одинаковых светил (т. е. освещенность, создаваемая у Земли на единичной площадке, перпендикулярной лучам света) может служить мерой расстояния до них.

Тут надо понимать, что для определения расстояния фотометрческим способом (иногда называют фотометрический параллакс) надо знать светимость звезды. Светимость можно получать разными способами (для цефеид описан выше), например, по изучению спектров (есть зависимость между светимостью и соотношениями интенсивности некоторых спектральных линий для звезд одного класса).

Косвенным показателем расстояния до звезд являются их относительные скорости: как правило, чем ближе звезда, тем больше смещается она по небесной сфере. Определить таким способом расстояние, конечно нельзя, но этот способ дает возможность “вылавливать” близкие звезды.

Это действительно очень косвенный метод. Интересно, что когда Струве и Бессель выбирали звезду для измерения годичного параллакса (важно было, чтобы звезда была действительно близкой) они использовали разные критерии. Струве выбирал по яркости (Вега), а Бессель по большому собственному движению (61 лебедя).

[Самодуров Владимир]

Тут надо понимать, что для определения расстояния фотометрческим способом (иногда называют фотометрический параллакс) надо знать светимость звезды. Светимость можно получать разными способами (для цефеид описан выше), например, по изучению спектров (есть зависимость между светимостью и соотношениями интенсивности некоторых спектральных линий для звезд одного класса).

Если не ошибаюсь, именно этот способ (определение спектрального класса --> светимость ---> расстояние) - основной для "обычных" звезд. Откуда-то помню (вроде бы из курса астрофизики), что точность этого метода порядка 20% - не так уж и плохо, согласитесь.

[Pluto]

Основной, все-же -  геометрические параллаксы, как абсолютно надежный. Фотометрические способы от безысходности  , хотя, тоже имеют относительно неплохую точность.
Между прочим, расстояния до ближайших галактик определялись по ярким цефеидам.

[Stepa]

Можно еще попробовать сверхновые 1го типа и фотометрию звезд главной последовательности в искомой галактике.

[dims]

Есть целая "лесенка" методов.

На самом близком расстоянии -- это метод параллакса. Кстати, он не такой уж и хилый. Гиппарх определил с его помощью расстояния до очень многих звёзд. А когда запустят Гайю, то надеятся проследить даже контуры уже нашей Галактики!

Про цефеиды уже говорили. Это такие звёзды, по периоду вспыхивания которых можно вычислить абсолютную светимость, а зная абсолютную светимость и видя относительную, можно вычислить расстояние.

Если такая цефеида находится в скоплении, то автоматически получаются расстояния до всех членов скопления. (То, что звёзды входят в физически-связанное скопление обычно видно).

Метод цефеид откалиброван методом параллакса и служит следующей "ступенькой".

Для других звёзд, не цефеид, тоже существуют зависимости между абсолютной светимостью и тем, что можно определить точно, например спектром. Но этот метод, как мне кажется, не совсем точный.

Дальше идут другие галактики. До ближайших расстояния определяются по методу цефеид, калибруются следующие методы и так далее.

До самых далёких объектов расстояния меряются методом красного смещения.

[Pluto]

Интересно также то, что метод геометрических параллаксов – “первородный” метод. Т.е. другие методы не могли бы существовать без него. Светимость относительно близких типовых звезд (которые используются в фотометрических методах) первоначально были определены именно исходя из знания расстояния до них, определенных параллактическим способом.
А уже затем, по установленным зависимостям, полагая, что они справедливы для всех звезд (т.е. законы физики одинаковы везде) нашли применения фотометрические методы.

P.S. Не уверен, что очень понятно выразился.

[Critic]

Ещё метод "статистического параллакса". Например, шаровое скопление звёзд. По доплеровским смещениям известны лучевые скорости звёзд (движение в линейных единицах - км/с), а по астрометрическим данным - собственные движения звёзд (угловое смещение в секундах дуги). Принмается, что звёзды в скоплении движутся хаотически, а общая картина движений сферически симметрична, то есть средние смещения звёзд вдоль луча зрения и в проекции на небесную сферу одинаковы. Тогда, вычисляя средний разброс лучевых скоростей и собственных движений и деля первое на второе, получим расстояние. Так же определяют расстояние до звёзд поздних классов, у которых в оболочках имеются источники мазерного радиоизлучения в линиях молекул гидроксила и воды. Методом радиоинтерферометрии строятся карты мазерного радиоизлучения с интервалом в несколько лет, и измеряются собственные движения сгустков вещества с мазерным излучением. Разброс скоростей вдоль луча зрения определяется по доплеровским смещениям частоты отдельных мазерных сгустков в профиле линии. Опять же, отношение двух величин даёт расстояние, причём точность метода от самого расстояния не зависит. Таким способом по наблюдениям собственных движений и лучевых скоростей мазеров в линии воды на волне 1,35 см удалось уточнить расстояние до галактики M33 (Туманность Трегольника) - 730 килопарсек.
http://www.cfa.harvard.edu/press/pr0507image.html

[Алексей Шевченко]

Метод спектральных параллаксов основан на зависимости относительной интенсивности определённых пар спектральных линий, чувствительных к изменению давления в звёздной атмосфере. Относительная ширина этих линий в спектре неплохо коррелирует со светимостью звёзд и помогает определить, чем является данная звезда-гигантом или же карликом, т.е. какова её светимость. Хотя данный метод основан опять же на старом добром надёжном тригонометрическом параллаксе, благодаря последнему для звёзд с известной светимостью установили зависимость относительной ширины пар спектральных линий со светимостью звезды.