Метод розширення фотосфери () — метод вимірювання відстаней до наднових типу II, широко використовуваний в космології для вимірювання сталої Габбла. Він був розроблений та Джоном Кваном у 1974 році на основі методу Бааде — Весселінка (1926). Метод розширення фотосфери — це геометричний метод, який порівнює кутовий розмір наднової з її фізичним розміром, визначеним за допомогою спектроскопічних вимірювань.
Метод працює шляхом порівняння кутового радіуса θ фотосфери наднової з її лінійним радіусом R для обчислення її відстані d за допомогою прямого геометричного розрахунку. Цей розрахунок вимагає визначення двох ключових параметрів: температури фотосфери викиду та швидкості її розширення. Температуру зазвичай визначають шляхом апроксимації спектру континууму законом Планка. Швидкість розширення фотосфери обчислюють за доплерівським синім зміщенням специфічних ліній поглинання, видимих у спектрі фотосфери. Для розрахунків слід використовувати ізольовані, добре помітні спектральні лінії, оскільки неправильно ідентифіковані лінії можуть вносити значні невизначеності у вимірювання швидкості. Оскільки метод спирається на власну світність наднової, він не залежить від драбини космічних відстаней і не потребує зовнішнього калібрування. Метод є «вибагливим до спостережень» і вимагає спектрів високої якості.
Метод вимагає корекції на ефекти розрідження атмосфери з використанням теоретично розрахованих коефіцієнтів розрідження. Вони враховують розсіювання на електронах в атмосфері наднової, що призводить до відхилення її випромінювання від закону Планка. Були опубліковані різні набори коефіцієнтів розрідження, зокрема, Істменом та ін. (1996) та Дессартом і Гіллієром (2005).
Метод розширення фотосфери спирається на кілька припущень щодо фотосфер наднових:
розширення викинутого матеріалу є сферично симетричним викид розширюється гомологічно викид оптично товстий фотосфера випромінює як абсолютно чорне тіло
Для вимірювання сталої Габбла було використано модифікований метод розширення фотосфери.
Примітки