Першим і найважливішим в астрономії завжди було і є питання про відстані до тих чи інших об’єктів. В космології воно – подвійне: 1) Якою, є ця відстань? 2) Як вона змінюється з часом? Бо ж це друге визначає тип космологічної моделі (підтверджує або заперечує певну теорію). На близьких відстанях у нашій Галактиці цілком надійним (і “наглядним”) є метод вимірювання річних паралаксів об’єктів з використанням простого тригонометричного співвідношення. Тут йдеться про зміщення близької зорі, обумовлене рухом Землі навколо Сонця. Отож до 90-х років ХХст. цим методом вдалося визначити відстані до близько 10 000 зір в околі менше 500 св. років – для одної із кожних 15 млн. зір Галактики. Істотно підвищено результат після запуску в 1989 р. космічної обсерваторії Гіппаркос: за її допомогою встановлено відстані до 120 000 зір в околі 3000 св. років. Маючи цю надійну основу, астрономи розробили близько десяти різних методів встановлення відстаней до все дальших об’єктів Всесвіту, серед яких – із використанням залежності період-світність для пульсуючих зір-цефеїд. А це, у свою чергу, дало змогу обґрунтувати метод “типового представника” – об’єкта з певним набором характеристик, зокрема потужності, тобто – світності L, і таким чином вважати його стандартом чи стандартною свічкою. В якості таких свічок виступили найяскравіші, у кожному скупченні галактик, об’єкти – еліптичні галактики, тут беруть до уваги їх "вигляд" і кутові розміри. В якості параметра приймають зміну (дисперсію) швидкості в центральній частині галактики – так звану залежність Фабера-Джексона. Однак найпотужнішими стандартними "свічками", які можна спостерігати на відстанях у мільярди світлових років, є Наднові типу 1а (SNIa). Із двох типів спалахуючих "наднових" зір перший виділяється тим, що в спектрах цих зір немає ліній водню; у підгрупі Ia головними лініями у спектрі є лінії заліза, тоді як в Ib – лінії кисню. Усі SNI мають однакові криві блиску (рис. 1.6.), тоді як у наднових типу SNIІ вони "розмаїті". Вважають, що спалах зорі SNI – це термоядерний вибух білого карлика, маса якого сягає 1,5 маси Сонця і який є компонентом подвійної системи, (але можливо – це поодинока зоря і тоді її маса становить 3 – 8 M⊙ ). Енергія, що виділяється при такому вибуху, сягає 2·1047 Дж. І цей об’єкт упродовж тижня є майже таким яскравим, як уся галактика, де він перебуває. Якраз важливим є те, що всі наднові типу Іа мають однакові криві блиску і однакові за потужністю. Завдяки цьому їх і використовують в якості "стандартних свічок" при з’ясуванні особливостей розширення Всесвіту, інакше кажучи – для вибору тої чи іншої космологічної моделі, про які мова нижче. Тепер звернемо увагу: дослідник такого екзотичного об’єкта з’ясовує три різні параметри. Перший – його яскравість, другий – зміщення ліній у спектрі і третій – тривалість перебування у фазі максимуму блиску. Адже щодо останнього – з урахуванням ефекту СТВ про відносність тривалості проміжків часу у різних системах координат, які рухаються одна відносно одної, – виявляють: це у близьких до нас околицях згадана найбільша яскравість SNIa є упродовж двох тижнів! У випадку ж, коли ця наднова рухається від нас і її z 0,5, тривалість отого максимуму блиску вже становитиме три тижні, при z 1 – чотири тижні. В цілому всебічне дослідження і дає змогу побудувати залежність “відносна яскравість SN – її червоне зміщення” (рис.1.7). З 2002 р. на орбітальному телескопі “Габбл” працює камера для дослідження далеких наднових – Advanced Camera for Surveys. Однак “цього мало”. З цією ж метою буде здійснено запуск у США 2-метрового орбітального телескопа для реалізації програми IDEM (Joint Dark Energy Mission): за допомогою ширококутних камер стане можливим виявляти уже не десятки ( як дотепер), а тисячі SNIa!
Ви переглядаєте статтю (реферат): «Наднові як “стандартні свічки”» з дисципліни «Фрагменти космології»
