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 дальномеромс 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.

Определение расстояния с помощью параллакса

Познать суть параллакса очень легко: вытяните большой палец руки перед собой и посмотрите на него сначала правым, затем левым глазом. Видите, как сместился палец относительно какого-нибудь более далекого объекта, вроде дверного косяка или машины в окне? Это произошло потому, что ваши глаза отстоят друг от друга на какое-то расстояние. Точно так же и звезда на небе будет "блуждать" отсносительно какого-нибудь удалённого объекта (вроде другой галактики), если посмотреть на нее допустим, 1 июля, а затем 1 января. За полгода Земля пройдёт ровно половину своей орбиты и окажется максимально далеко от места первого наблюдения - параллакс наблюдаемой звезды будет максимальным. Теперь применим простейшую тригонометрию: зная радиус земной орбиты (катет) и угол, на который сдвинулась звезда (прилежащий угол) легко можно найти гипотенузу (то самое расстояние до звезды). Это может сделать и школьник и всё, что для этого нужно - максимально точное измерение смещения звезды.

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.

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.

Читать дальше.