1) Какие ещё существуют способы оценки расстояния до объекта, кроме кинематического и фотометрического (Через m - M)
Самый старый, классический - метод тригонометрических параллаксов, измерение смещения звезды по небесной сфере в течение годового движения Земли по орбите. Первыми здесь были Бессель и Струве, измерившие в 1830-х гг. параллаксы Веги 61 Лебедя. Новейшее достижение - работа специального спутника
HIPPARCOS, который измерил с высокой точностью параллаксы для 118218 звезд. Метод годится для звезд, но не подходит для размазанных, протяжённых объектов, таких, как туманности. Однако если туманность расширяется, можем определить по доплеровскому уширению (об этом ещё в ответе на вопрос 3) линий в спектре туманности скорость расширения вдоль луча зрения, а по собственному движению - расползанию туманности на небе - скорость углового перемещения ее частей. Считая, что скорости расширения туманности вдоль и поперек луча зрения одинаковы, то есть расширение сферически симметрично, можем отсюда определить расстояние. Так по расширению системы волокон впервые нашли расстояние до Крабовидной туманности - 2.2 килопарсека (
http://element114.narod.ru/Kosmos/edu7astr/shklch18.htm).
2)При рассчёте фотометрическим методом как правильно учесть и откуда вязть межзвёздное поглащение A?
Межзвездное поглощение специально исследуют, оно очень неоднородно в разных направлениях, максимально в плоскости Млечного Пути, но и тут сильно отличается от одного направления к другому. Можно прочесть
здесь. Есть карты распределения межзвездного поглощения в разных направлениях:
А.С. Шаров Астрономический журнал. 1963. Том 40. С. 900.
Burstein D., Heiles K. Reddenings derived from HI and galaxy counts: accuracy and maps. Astron. Journ. V.87. N.8. P.1165-1189. 1982. (
http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-bib_query?bibcode=1982AJ.....87.1165B). Определяется, например, по подсчётам галатик в разных площадках (считая, что галактики распределены в пространстве равномерно).
3)В кинематическом методе мы знаем проекцию скорости объекта на луч зрения, и имеем её численное значение из эффекта Доплера (Кстати, а как оно считается?). Как нам восстановить эту проекцию в полный вектор скорости, ведь мы не знаем другие составляющие?
Скорость вдоль луча зрения VR определяется по изменению длин волн delta_lambda линий в спектре звезды относительно лабораторных величин lambda_0: delta_lambda/lambda_0 = VR/c, где с - скорость света. Для того, чтобы восстановить полный вектор скорости, нужно знать скорость поперек луча зрения Vt, то есть собственное движение mu объекта по небесной сфере. Но собственное движение измеряется в угловых едеиницах, чтобы перевести его в линейную скорость, нужно опять же знать расстояние D. Тогда Vt=mu D, а полная скорость V = (VR[sup2[/sup] + Vt
2)
1/2.
4)Может кто-нибудь на пальцах (На уровне школьной аглебры и вступительных экзаменов) объяснить, что такое тензора вообще и тензор ковариации в частности?
Про скаляры, векторы и тензоры (по возрастанию "крутизны") короче и лучше всего написано
тут. Все трое описывают какие-то физические величины. Грубо говоря, так: скаляр - число (например, температура в какой-то точке пространства); вектор строка (или столбец) чисел. пример - скорость, ее вектор - строка из трех чисел - проекций скорости на оси координат x, y, z; тензор - таблица чисел, характеризующая физическую величину, зависящую от направления, например, электрическая проводимость в анизотропном кристалле, в котором свойства зависят от направления. Тензор ковариации - в двух словах объяснить непросто, можно прочесть
здесь:
Разность между наблюдаемой пространственной скоростью и скоростью движения, которую должна иметь звезда в рамках выбранной кинематической модели, имеет случайный характер. Обычно полагают, что вектор разности скоростей распределен по трехмерному нормальному закону. Мерой его рассеяния является тензор ковариации, включающий как ошибки наблюдений, так и "космическую" дисперсию.
Короче, в статистике звездных движений используется такая матрица-таблица, в которую сведены разброс скоростей звезд как за счёт ошибок наблюдений, так и за счёт собственного случайного разброса пространственных скоростей звезд.
