В чем измеряется расстояние в космосе


Чтобы изучать строение Вселенной и природу небесных тел, астроном должен уметь прежде всего определять расстояния до интересующих его космических объектов. Как же измеряются расстояния до Луны и планет, Солнца и звезд?

Все эти расстояния в конечном счете зиждятся на значении среднего расстояния Земли от Солнца — так называемой астрономической единице, а она непосредственно зависит от точности измерения размеров самой Земли.

При наблюдении Солнца из удаленных точек земной поверхности наше дневное светило претерпевает параллактическое смещение. Оно будет наибольшим, если два наблюдателя расположатся в диаметрально противоположных точках земного шара. Измерения показали, что угол этого смещения очень мал — около 18 секунд дуги, то есть под таким углом с Солнца должна быть видна наша Земля.

Из тригонометрии известно, что предмет бывает виден под углом, равным одной секунде дуги, если он удален от наблюдателя на расстояние, в 206 265 раз превышающее его линейные размеры или его диаметр.


едовательно, расстояние Земля-Солнце примерно в 11 500 раз больше диаметра Земли. Однако из-за большой яркости Солнца и нагревания инструмента (ведь труба телескопа наводится на дневное светило!) такие измерения приводят к потере точности. Поэтому французские астрономы Джан Доменико Кассини и Жан Рише (около 1640-1696) решили определить расстояние до Солнца путем измерения параллакса Марса — углового смещения планеты на фоне далеких звезд — во время его великого противостояния в 1672 году. Кассини измерял положение планеты из Парижа, а Рише — из Кайенны, города Французской Гвианы в Южной Америке.

С открытием третьего закона Кеплера относительные расстояния планет в Солнечной системе, выраженные в долях среднего расстояния Земля-Солнце, были хорошо известны. Но чтобы получить масштаб планетной системы и определить абсолютное значение астрономической единицы, достаточно было измерить расстояние между двумя любыми планетами. Измерять же положение планет относительно звезд можно гораздо точнее, чем положение яркого Солнца на дневном небе. Этим и воспользовались впервые Кассини и Рише.

Математическая обработка наблюдений, выполненная Кассини в 1673 году, дала значение параллакса Солнца 9,5 секунды дуги. Здесь под параллаксом следует понимать угол, под которым со светила виден экваториальный радиус Земли. Отсюда получалось, что среднее расстояние Земли от Солнца (1 а. е.) равно 138,5 млн км (в современных мерах длины), что на 11,1 млн км меньше действительного значения. Но по тем временам даже такой результат считался большим научным достижением.


Английский астроном Эдмонд Галлей (1656-1742) предложил метод определения расстояния от Земли до Солнца путем наблюдения прохождений Венеры по солнечному диску. Ближайшее такое прохождение должно было состояться в 1761 году, и во все концы света были снаряжены астрономические экспедиции…

Большая неудача постигла тогда французскую экспедицию Лежантиля:
«…война англичан в Индии мешает ему поспеть вовремя, он приезжает туда уже после прохождения. Преданный астрономии, он решается на геройский поступок: остается на восемь лет в Пондишери, чтобы дождаться следующего прохождения в 1769 году…
Приходит давно ожидаемый год; весь май и первые дни июня погода стоит великолепная… Наступает день прохождения: небо покрывается тучами, затемняющими Солнце, Венера проходит, а через несколько минут после этого небо снова проясняется. Солнце блестит с прежнею силою, и во все последующие дни ни одного облачка!..
Не решаясь оставаться здесь до следующего прохождения (1874), бедный астроном возвращается во Францию, дважды терпит кораблекрушение и прибывает наконец в Париж. Здесь он узнает, что, за отсутствием каких-либо известий о нем, все сочли его умершим, а место его в Академии наук уже замещено другим; все решено бесповоротно, он лишен даже собственного имущества, так как суд считал его умершим. Все это так подействовало на несчастного астронома, что он вскоре умер»
(Фламмарион Камилл. Популярная астрономия. СПб., 1913. С. 247.).

Результаты наблюдений этих прохождений, полученные другими наблюдателями, не заслуживали должного доверия, так как оценки параллакса Солнца, взятые из первого прохождения, колебались между 8 и 10 секундами дуги; оценки из наблюдений 1769 года были заключены между 8 и 9 секундами дуги, что соответствует разнице в расстоянии до Солнца более 18 млн км. Зато прохождения 1874 и 1882 годов дали уже обнадеживающие результаты: параллакс был заключен между 8,79 и 8,86 секунды дуги. Вычисленные по этим параллаксам расстояния равны соответственно 149 млн 669 тыс. и 148 млн 486 тыс. км (больше параллакс — меньше расстояние, и наоборот).

Разрабатывались и другие способы определения длины астрономической единицы. В частности, астрономы Пулковской обсерватории в 1842-1880 годах выполнили точные измерения смещений видимых положений звезд, происходящих по причине движения Земли вокруг Солнца и конечной скорости света (так называемые аберрационные смещения), и нашли, что параллакс Солнца равен 8,793 секунды дуги; астрономическая единица равна 149,6 млн км, что совпадает с современными измерениями. Но Парижская международная конференция астрономов в 1896 году приняла округленные значения: параллакс равен 8,80 секунды дуги, астрономическая единица равна 149,5 млн км. Этими значениями астрономы пользовались вплоть до 1970 года.


В январе 1931 года малая планета Эрос проходила от Земли на расстоянии всего лишь 0,17 а. е. В наблюдениях (главным образом фотографических) приняли участие 24 астрономические обсерватории, в том числе Пулковская. Из наблюдений Эроса была найдена величина параллакса Солнца 8,790 секунды дуги. Вычисленное по новому параллаксу среднее расстояние Земли от центрального светила составляло 149 млн 669 тыс. км.

В 60-х годах XX века астрономы для измерения расстояний до небесных тел Солнечной системы стали применять более точный — радиолокационный метод. Сущность этого метода состоит в том, что в сторону небесного тела посылают мощный кратковременный импульс, а затем принимают отраженный сигнал. Скорость распространения радиоволн в космическом пространстве равна скорости света — 299 792,458 км/с. Поэтому, если точно измерить время, которое необходимо сигналу, чтобы достичь небесного тела и после отражения от его поверхности возвратиться обратно, нетрудно вычислить искомое расстояние.

Так были уточнены расстояния до Луны, Венеры, Меркурия, Марса, Юпитера. Из радиолокационных наблюдений Венеры, проведенных в СССР, США и Англии, было определено значение астрономической единицы: 1 а. е. = 149 597 870 км, с возможной ошибкой около 1 км. Такой точности более чем достаточно для нужд астрономии и космонавтики. В практических целях пользуются округленным значением астрономической единицы — 149 млн 600 тыс. км, которому соответствует параллакс Солнца — 8,794 секунды дуги.


Метод параллакса пригоден и для определения расстояний до ближайших звезд. Только в качестве базиса используется не радиус Земли, а средний радиус земной орбиты. Если большая полуось земной орбиты, расположенная перпендикулярно направлению на звезду, видна с нее под углом к, то расстояние до звезды вычисляется по формуле:

r=206265/π

где π выражено в секундах дуги.

Из формулы видно, что параллаксу в одну секунду дуги (π = 1) соответствует расстояние, равное 206 265 а. е. Оно называется парсеком (от слов «параллакс» и «секунда») и сокращенно обозначается ПК.

Парсек — единица расстояния, которая широко используется в звездной астрономии, так как астрономическая единица слишком мала для измерения расстояний до звезд. Расстояние в парсеках вычисляется по очень простой формуле:

r=1/π

где π — параллакс звезды в секундах дуги.

Самая близкая к нам звезда альфа Центавра имеет параллакс — 0,76 секунды дуги. Стало быть, расстояние до нее — 1,32 пк.

Расстояния до звезд измеряют еще в световых годах.


Световой год — это такое расстояние, которое свет проходит за один тропический год. В тропическом году около 3,16*107 секунд. Умножая это число на скорость света, получим: 1 световой год = 9,46*1012 км = 63 239,7 а. е.

1 парсек (пк) = 30,86 * 1012 км = 3,26 светового года

Коротцев О.Н.

Источник: prosto-o-slognom.ru

Причины разных дистанций между объектами

Основная характеристика скоплений всех звезд приблизительно идентична. Единственное отличие – это разная дистанция между ними. Геометрический метод помогает определить длину от нас до ближайшего скопления звезд. А сравнив данные по другим скоплениям, уже измеренным расстояниям, можно узнать дистанцию между ними.

Яркость спиралевидного пространства непосредственно влияет на ее вращение. Галактика видна нам под определенным углом, соответственно, одна ее половина вращается, приближаясь к нам, а другая отдаляясь. А из-за расширения её спектральной линии снижается видимость и яркость, поэтому сложнее измерить расстояние.

Вселенная и ее космические размеры

Метод так званого параллакса

Неточности космических расстояний создает проблему излучения жестких и коротких импульсов разного направления и поступавших на Землю каждые сутки. Поэтому еще в 90-х годах 20 века разработан спутник Гиппарха, который за годы работы установил длину пути к 120 000 звезд SPL. Он работает благодаря элементарному методу триангуляции, который широко используется в геодезии. Астрономия называет это явление параллактическим сдвижением или параллаксом. То-есть, выбирается база, отрезок с определенной длиной, от него измеряется расстояние ко всем углам неизвестной точки, в последствии, она двигается на фоне уже известных объектов в космосе.


Как измерить расстояние в космосе?

История методологии

Чтобы измерять длину пути к звездам, астрономам необходимо взять доступную основу с таким же диаметром как орбита Земли. Первым к этому методу обратился Тихо Браге, который поставил под сомнение версию Коперника о круговороте планеты Земля. Но одна минута дуги в 16 веке была абсолютно мизерной для измерения параллактического смещения. Потому он и увенчал теорию Коперника неверной. Спустя 100 лет Джеймс Брэдли наблюдал за гаммой звезд Дракона и пришел к выводу, что они колеблются вокруг своего положение до 20 секунд в год. Скорость летящего от звезды света равна скорости передвижения Земли по своей орбите. Но и тем не менее, он забросил эти исследования, поскольку не смог найти ничего общего с параллаксом. Да и не нашел бы. И только в средине 19 века в трех разных точках всего мира вновь возобновилось изучение и разработка измерений огромных дистанций в космосе.

Единицы измерения расстояния

Парсек – стала официальной специальной единицей измерения расстояний в космосе, благодаря параллаксу у профессиональных астрономов. Поэтому единица расстояний до неизвестной звезды разделяется на параллакс в секунду. Например, дина пути к альфа Центавру равна 1,3 парсека (1/0,76).


Единица измерения определяет расстояние, под каким углом виден радиус орбиты за 1 секунду.

3 светового года = 1 пк. Известны еще килопарсек (= 1000 пк), мегапарсек (= 1 млн парсекв). Но стоит заметить, что в основном она применяется для установки дистанций между объектами, которые располагаются вне галактики, поскольку они дают наиболее верные результаты.

Другая единица измерения – световой год. Это расстояние динамического передвижения света за год со скоростью 300 тысяч км/сек. Например проксима Кентавра, ближняя звезда к Солнцу, находится от Земли в 4 световых годах, а Андромедова галактика – около 2 млн световых лет.

Процесс измерения

Ближайшая звезда к Земле наблюдается космическими спутниками в разных местах и смещается на тле более дальних звезд. Это и есть основная и наиболее современная методология вычисления дистанций объектов в космосе.

Выбрав две точки, максимально отдаленных друг от друга, совершается наблюдение и измерение. Земля находится в 155 млн км от Солнца, то наблюдения с разрывом в пол года будут происходить из 2-х мест в галактике, на дистанции в 300 млн км, равной двум радиусам орбиты нашей планеты. Высчитав угол сдвижения звезды с места, рассчитывается расстояние к ней с помощью тригонометрии.


Как результат, параллаксы звезды – это прямоугольные треугольники, а их гипотенузы равны дистанции Солнца к звезде, а катет – половина оси орбиты Земли.

На самом деле, эти цифирные выводы не так элементарны, как методы. Углы, которые поддаются измерениям, очень мелкие из-за огромного их расстояния к звездам. Параллакс одного года позволяет мерять расстояние не больше, чем сотню световых лет от планеты.

Естественно, каждая ступень измерений расстояния любой точки в космосе от Земли богата на погрешности. Но в общем, масштаб галактики в наше время измерен и изучен довольно-таки точно и перепроверен ни одним методом. Поэтому можно уже говорить о дальнейших измерениях дистанций к другим галактикам.

Источник: www.13min.ru


Все мы знаем, что космос необъятен, однако как и любая часть физического мира его можно измерить. Однако, оглядев комнату, в которой вы находитесь, ответьте: если вам предложат ее измерить, какую меру длины вы будете использовать – миллиметры, сантиметры или метры? Удобнее, пожалуй, будет оперировать метрами.

То же самое и в астрономии. Использовать привычные для нас километры или мили для измерения расстояния в космосе очень неудобно: ближайший объект до Земли – Луна – уже на расстоянии 384 400 км, Венера – 42 млн. км, а до Сатурна счет уже идет на миллиарды километров (1,2 млрд.). И это все только внутри Солнечной системы, а ведь большинство объектов находится за ее пределами. Как же в таком случае измерить расстояние до них?

Для решения этой проблемы вводятся различные внесистемные единицы измерения. Одной из таких единиц расстояния стали астрономические единицы (а. е.). Для удобства измерений среднее расстояние между Солнцем и Землей, равное примерно 150 млн. км, приняли за 1 астрономическую единицу. Поэтому когда говорят, что расстояние до объекта равно, например, 3,4 а. е. можно вполне точно узнать это расстояние в километрах (но нужно ли?..)

Астрономическая единица (тут — au) равна расстоянию от Солнца до Земли. Такой вариант удобен для измерения расстояний внутри Солнечной системы.

Но чаще можно услышать про такое понятие как световой год (св. год). Все же слышали: «До такой-то звезды столько-то световых лет»? Так вот, судя по названию, можно понять, что под световым годом подразумевается расстояние, которое свет проходит за один год. Зная скорость света (чуть менее 300 000 км/с) и количество секунд в юлианском году, используемом в подобных расчетах (31 557 600 c), можно узнать расстояние, которое свет проходит за год. Число снова довольно громоздкое (9,46 трлн. км), поэтому подобными исчислениями занимаются редко, а вот сам световой год активно используют для измерения расстояния между объектами во Вселенной. Так, например, расстояние до ближайшей от Солнца звезды (какой? Свои варианты оставляйте в комментариях) составляет 4,2 св. года, а до центра нашей галактики – Млечного Пути – 28 тыс. св. лет.

Пожалуй, самой сложной для понимания «космической» единицей измерения будет парсек. Как известно, Земля вращается вокруг Солнца. Этим движением в пространстве и объясняются многие изменения, которые можно увидеть на звездном небе. Также именно этот факт позволяет измерять расстояние до далеких объектов: одни звезды на небосводе перемещаются относительно других и это смещение получило название параллакс.

Когда годичный параллакс небесного тела равен 1 угловой секунде (1″), значит, оно расположено на расстоянии 1 парсека от наблюдателя. То есть парсек (пк) — это расстояние, с которого отрезок длиной в одну астрономическую единицу, перпендикулярный лучу зрения, виден под углом в одну угловую секунду (1″). Из этого определения вытекает, что парсек равен длине катета прямоугольного треугольника с прилежащим углом 1 угловая секунда и другим катетом длиной 1 астрономическая единица.

Представить это сразу не просто, поэтому для условной простоты дадим числовое обозначение для 1 парсека. 1 пк ≈ 3,26 св. года ≈ 206 000 а. е.

Подведем итоги. Да, километры как способ измерения в астрономии сбрасывать со счетов не стоит: как минимум с их помощью выражают размеры планет и нередко расстояния между объектами внутри Солнечной системы. Однако за ее пределами чаще используют другие меры длины: астрономические единицы, световые года, парсеки. Это облегчает измерение расстояние до удаленных космических объектов.

Источник: zen.yandex.com

19-го декабря 2014 года была запущена «Гея» — спутник следующего поколения, который до 2020 года должен измерить высокоточные параллаксы примерно миллиарда звезд с точностью в 10 микросекунд дуги, то есть в 100 раз лучшей. Это диаметр волоса, видимый с расстояния около 2-х тысяч километров. Современная астрономия стимулирует развитие технических средств для очень точного измерения величин на небесной сфере — в том числе угловых. Но это почти предельная точность. Луч света от далекой звезды, проходя мимо других звезд, изменяет направление в соответствии с общей теорией относительности.

Мы с нетерпением ожидаем появления данных с «Геи». Однако даже такая точность измерений не позволяет нам определять расстояния до других галактик, тем более очень далеких. Приходится изобретать новые методы. Наиболее широкое распространение получил метод «стандартной свечи». Если у вас есть лампочка накаливания мощностью 100 ватт, освещенность, которую она создает с расстояния один метр, в четыре раза больше освещенности, создаваемой с расстояния два метра. Освещенность падает обратно пропорционально квадрату расстояния.

Звезды можно считать такими же лампочками. Две звезды одинакового размера и температуры должны излучать одинаковую энергию. Если нам известна эта энергия, то звезды подобного типа можно использовать для определения расстояний. Узнать полное энерговыделение звезды, или светимость, можно с помощью звезд, до которых известны расстояния, измеренные с помощью высокоточных тригонометрических параллаксов. Этот процесс называется калибровкой. Хотя любая звезда может быть «стандартной свечой», астрономам удобнее использовать звезды, которые чем-то выделяются среди других. Такими являются пульсирующие переменные звезды, или цефеиды.

Цефеида — это гигантский пульсирующий шар. Физики знают, что период собственных колебаний газового шара связан с его средней плотностью. Чем меньше плотность, тем больше период колебаний. Количество света, которое мы получаем от колеблющейся звезды, меняется строго периодично. Такие звезды легко распознать в других галактиках на фоне звезд постоянного блеска. Найдя цефеиду, период пульсаций которой равен 10 суткам, мы можем сравнить ее известное энерговыделение с видимым блеском и оценить расстояние до нее, а следовательно, до галактики.

Есть еще более яркие «стандартные свечи» — некоторые типы сверхновых звезд. Сверхновые представляют собой конечный результат эволюции массивных звезд или слияния белых карликов. Взрыв сверхновой на протяжении нескольких дней выделяет столько энергии, сколько Солнце выделит за всю свою жизнь — 10 миллиардов лет. Такие звезды светят почти как целая галактика и видны на самых границах нашей видимой Вселенной. Сравнив их известное энерговыделение с видимым блеском, мы определяем расстояние.

Поскольку это самые яркие объекты во Вселенной, изучение сверхновых звезд дает возможность изучать структуру Вселенной на больших масштабах и ее временную эволюцию. Одному из типов сверхновых звезд — взрывающимся белым карликам — удалось обнаружить новый темную энергию, за которую в 2011 году трое астрофизиков получили Нобелевскую премию.

Источник: postnauka.ru


You May Also Like

About the Author: admind

Добавить комментарий

Ваш адрес email не будет опубликован. Обязательные поля помечены *

Этот сайт использует Akismet для борьбы со спамом. Узнайте, как обрабатываются ваши данные комментариев.