Исторически первым появился на свет метод, который в наши дни известен как метод Талли-Фишера, хотя, как указывается в, сходный метод применял для оценки расстояния до M31 Opik еще в 1922 году. Талли и Фишер в 1977 в своей работе были первыми, кто отстаивал применимость использования для определения расстояний метода, в котором устанавливалась эмпирическая зависимость между светимостью галактики позднего типа и шириной линии 21 см (т.е. скоростью вращения галактики). Для оценки расстояния по методу ТФ необходимо получить видимые звездные величины галактик из некоторой выборки, исправленные за поглощение света в Млечном Пути и внутреннее поглощение в каждой галактике, а также каким-либо способом измеренные скорости вращения, исправленные за наклон галактик. Галактики, сильно наклоненные к лучу зрения, наиболее удобны для анализа расстояния по ТФ-зависимости, т.к. соответствующие поправки в ротационные скорости малы, хотя в то же время растут поправки за внутреннее поглощение (особенно сильно поглощение проявляется в фотометрической полосе B). При оценке расстояний в этой области длин волн зависимость Талли-Фишера имеет наибольшую дисперсию (>0.5) вследствие: а) больших неопределенностей в поправке за поглощение света; б) большая часть голубого света галактики может приходить от голубых коротко живущих звезд галактики, которые составляют малую часть массы галактики; в) роста неточностей в определении наклона галактики, причина которых - большая чувствительности полосы B к пыли и областям HII, которые в первую очередь связаны со спиральными рукавами. Спиральные и иррегулярные галактики наблюдаются как в богатых скопления галактик, так и по одиночке. Метод ТФ наиболее полезен для проведения массовых статистических работ в скоплениях далеких галактик для оценки структуры Вселенной на больших расстояниях.
Ви переглядаєте статтю (реферат): «Зависимость Талли-Фишера» з дисципліни «Астрофізика»
