Как измеряют расстояния в космосе и почему иногда их приходится пересматривать

Группа астрофизиков поставила под сомнение точность определения расстояний до квазаров — ярких активных ядер галактик, пишет N+1.  Пересмотр методики вычислений расстояний по спектральным линиям позволит лучше разобраться в структуре Вселенной, открыть новые закономерности ее эволюции и, возможно, обнаружить неизвестные еще скопления галактик.

Определение расстояний в космосе — это очень нетривиальная задача. И если расстояния до планет Солнечной системы нам хорошо известны (а расстояние до Луны и вовсе измерено лазерным дальномером с точностью до двух сантиметров), то все, что находится дальше Плутона достаточно неопределенно. «Неопределенно» не значит, что астрономы пускают всем пыль в глаза и с потолка берут свои мегапарсеки и световые года. Это значит, что расстояния определяются с точностью до модели, которая используется в каждом конкретном случае.

Например, при измерении расстояния с помощью параллакса модель подразумевает абсолютное точное знание орбиты Земли. Такой метод хорош для объектов, удаленных от нас не больше чем на 300 световых лет. Дистанция до Цефеид, переменных звезд особого типа, известна нам настолько хорошо, насколько мы знаем физические характеристики этих звезд: как период изменения яркости зависит от размеров и массы звезды. Таким методом можно найти расстояние до галактик, отстоящих от нас на 10 миллионов световых лет. При измерении расстояний до более удаленных галактик по так называемым «стандартным свечам», то есть сверхновым определенного типа, мы подразумеваем, что физики точно посчитали энергию, которая выделяется при взрыве. Значит, мы можем, сравнивая видимый нам блеск сверхновой и ее действительную энергию взрыва, определить, как далеко она от нас.

То же самое происходит и с более далекими объектами, на движение которых уже оказывает влияние расширение Вселенной.

Статья группы ученых под руководством Келли Денней из университета Огайо направлена для публикации в Astrophysical Joural и поднимает важную тему систематических ошибок при определении расстояний до квазаров на больших красных смещениях.

Квазар в представлении художника. Виден аккреционный диск, поток вещества, улетающий от квазара в виде джета и яркое пятно в центре, где находится сверхмассивная чёрная дыра

Дело в том, что современные телескопы стали настолько совершенными, что мы можем видеть множество очень далеких (а значит и старых) объектов, однако определение расстояния до них до сих пор вызывает большие сложности. Мы не можем определить их с помощью параллакса — для этого они слишком далеки. И по видимому блеску сверхновых тоже — такие события происходят редко и мы не можем постоянно следить за миллионами известных галактик.

Однако, выход нашелся. И все благодаря эффекту Доплера: чем быстрее объект летит от нас, тем сильнее все его излучение сдвигается в сторону красной части спектра (отсюда и пошел термин «красное смещение»). Измерить смещение всего излучения трудно, да зачастую и не нужно. В этом излучении присутствуют яркие отдельные спектральные линии (как поглощения, так и излучения), по смещению которых относительно лабораторных значений можно определить, с какой скоростью движется объект, а значит, как далеко он от нас. Ведь как доказал еще Эдвин Хаббл, из-за расширения Вселенной чем объект дальше от нас, тем быстрее он удаляется.

Сравнение лабораторного спектра со спектрами звезды и галактик на разном удалении от нас. Сдвиг спектральных линий происходит из-за удаления объектов от нас вследствие расширения Вселенной

Проект SDSS, один из самых востребованных среди астрофизиков обзоров неба, измерил с 2000 года спектры 370 000 квазаров. Измерил и выложил в открытое пользование обработанную информацию о них, в том числе красное смещение. Профессор Денней утверждает, что часть этих красных смещений определена со значительной погрешностью. Суть метода команды SDSS в том, что определить смещение каждой спектральной линии квазара очень сложно и этот процесс сопряжен с различными ошибками, поэтому из многих спектров было составлено лекало «идеального квазара», с которым сравнивался каждый новый объект. При работе с таким большим количеством информации (370 тысяч квазаров!) такой подход оправдан, да и для целей проекта нестрашна погрешность в несколько тысяч километров в секунду (напомним, что чем дальше от нас объект, тем быстрее он удаляется, а значит скорость в данном контексте пропорциональна расстоянию). Однако, данными обзора SDSS начали пользоваться другие научные группы для своих целей (вроде поиска новых скоплений галактик), где определение точного красного смещения жизненно необходимо.

И тут обнаружилось, что подобные лекала не так уж хороши. Дело в том, что спектральные линии не образуются в одном месте, где-нибудь в центре квазара. Часть из них (вроде линии углерода C IV) действительно идет из самого центра, где фотоны выбрасываются вместе с веществом в ходе аккреции на сверхмассивную черную дыру. И это плохо, потому что движение излучающего вещества по направлению к нам сдвигает спектральную линию в синюю часть спектра, мешая нам определить истинное расстояние до объекта.

Другие линии (вроде линии кальция Ca II, водорода или калия) могут идти из звездного населения галактики и, вроде, прекрасно подходят для измерения расстояний. Однако на больших красных смещениях они уходят в инфракрасную область, где качество наблюдений у телескопов резко падает. Часть линий, такие как линии Лайман-? или магния Mg II, могут стать шире из-за эффекта самопоглощения, а чем линия шире, тем сложнее определить ее сдвиг относительно эталона.

К этому надо добавить, что излучение активного ядра галактики, звезд, сверхновых, газа и всего того, что ведет такую буйную жизнь в галактике, накладывается друг на друга, затмевая, уширяя, заново поглощая различные линии, и это только усложняет жизнь астрофизикам. Поэтому классический подход с лекалами, хоть и был изначально оправдан, уже с 2010 года был заменен «лестничными лекалами», когда для каждого диапазона красных смещений были созданы свои шаблоны. Это позволило чуть улучшить определение расстояний до объектов, но все еще не было идеальным подходом.

В новой работе профессор Денней изучила данные 482 квазаров на больших красных смещениях (z > 1.46), для которых есть надежные спектры двух линий: ионизированного кислорода (обозначается O II) и одной из компонент линии ионизированного гелия (He II). Спектральная линия кислорода ?3727 образуется вдали от «центральной машины» квазара и может служить надежным маркером для определения расстояния. Линия гелия, напротив, очень сильно зависит от свойств конкретного квазара и может сдвигаться в ту или иную сторону в зависимости от массы черной дыры, темпа аккреции на нее вещества, плотности среды и прочих факторов.

Для каждого квазара группа астрофизиков определила три красных смещения: по линии гелия, по контрольной линии кислорода и по стандартным шаблонам, предоставленным командой SDSS. Оказалось, что свойства квазара лишь незначительно меняют значение красного смещения (всего на 350 километров в секунду при измерении He II относительно O II). А вот расхождения с результатами «по шаблону» достигали почти 1100 километров в секунду.

Много это или мало? Современное значение постоянной Хаббла составляет 73 километра в секунду на мегапарсек. Значит, любое тело, которое мы поместим на таком расстоянии от нас, будет удаляться от Земли со скоростью 73 километра в секунду просто из-за расширения Вселенной. С этой точки зрения 1000 километров в час — это большая погрешность. Однако, на таких расстояниях красное смещение и не используют для определения расстояний. Когда же речь заходит о красном смещении, например, z=0.5 (мы видим Вселенную, какой она была 4.8 миллиардов лет назад), то галактики там улетают от нас со скоростью 132 000 километров в секунду, что составляет 44 процента от скорость света. И тут подобные поправки вполне будут востребованы астрофизиками.

Пересчитав красные смещения для выборки известных квазаров, Денней смогла более точно установить расстояние до них. Но не только это.  Подобные поправки позволили к тому же устранить ряд наблюдательных несоответствий вроде слишком сильного голубого смещения линии углерода C IV. Измерение ширины этой линии, зачастую очень яркой, можно использовать для определения массы черных дыр. Ранее считалось, что голубое смещение этих линий искажает результаты подсчетов. Однако, если определять красное смещение квазаров по новому методу, то углерод С IV ведет себя очень предсказуемо, в соответствии с теорией, выдавая правильные значения масс черных дыр в центре квазаров. Так что одним из результатов этой работы может быть уточнение масс сверхмассивных черных дыр на больших красных смещениях.

Определение положения спектральной линии углерода c IV командами SDSS (слева) и авторами статьи (справа). Виден сдвиг линии при обработке данных старыми методами (голубое смещение). При более точном определении красного смещения квазара среднее значение этой линии совпадает с истинным красным смещением (соответствует нулевой отметке).

Глобальный же вывод группы Денней следующий: старый метод определения красных смещений давал большие смещения для близких объектов и меньшие смещения для далеких, чем должно быть, если опираться на данные надежной линии O II. Использование нового метода позволит астрофизикам лучше определять расстояния до далеких квазаров и с большей уверенностью использовать открытые данные, полученные другими научными группами. А это нужно для более точного «картографирования» Вселенной — зная положения звезд и галактик, мы можем лучше понять, как они формируются, эволюционируют и взаимодействуют.