Способы измерения космических расстояний


Способы измерения космических расстоянийЗемные единицы измерения расстояния не подходят для измерения огромных расстояний между небесными объектами, поэтому в астрономии используют три другие основные единицы измерения. Внутри Солнечной системы обычно пользуются «астрономической единицей» (а. е.), равной среднему расстоянию от Земли до Солнца -149 600 000 километров. По этой измерительной шкале Марс находится на расстоянии 1,52 астрономической единицы от Солнца. Для оценки межзвездных расстояний применяют две единицы измерения: световой год и парсек.

Световой год равен расстоянию, которое проходит свет за год, перемещаясь, как известно, со скоростью 300 000 километров в секунду. Легко убедиться, что световой год равен приблизительно 9460 миллиардам километров. Например, самая близкая к Солнцу звезда (Проксима Кентавра) расположена от нас на расстоянии примерно 4,2 световых года. Профессиональные астрономы часто пользуются вместо светового года парсеком.


рсек определяется как такое расстояние, с которого радиус земной орбиты виден под углом в одну секунду дуги. Это очень маленький угол: под таким углом монета в одну копейку видна с расстояния в три километра. Один парсек (пк) составляет около 3,26 светового года, то есть приблизительно 30 триллионов километров. Кратные единицы измерения — килопарсек (кпк), равный 1000 парсеков, и мега-парсек (Мпк), равный 1 миллиону парсеков, — используют для оценки расстояний до внегалактических объектов. Галактика Андромеды находится на расстоянии около 2,2 миллиона световых лет, или 675 килопарсеков.

Как измеряют астрономические расстояния?

Основным методом измерения астрономических расстояний является метод годичного параллакса. Это чисто геометрический метод, центральная идея которого довольно проста. Относительно близкая звезда, наблюдаемая из разных мест космоса, визуально смещается на фоне более далеких звезд.

Для наблюдения целесообразно выбрать два возможно более удаленных друг от друга места. Для этого можно использовать обращение Земли вокруг Солнца. Так как среднее расстояние Земля — Солнце равняется 150 миллионам километров, два наблюдения, проведенные с интервалом в 6 месяцев, будут осуществлены из двух мест космоса, находящихся на расстоянии приблизительно 300 миллионов километров, что составляет диаметр земной орбиты. Измерив видимый угол смещения звезды из двух разных мест, можно вычислить расстояние до нее тригонометрическими методами.


Таким образом, годичный параллакс звезды — это малый угол (при звезде) в прямоугольном треугольнике, гипотенуза которого есть расстояние от Солнца до звезды, а малый катет — большая полуось земной орбиты. Другими словами, годичный параллакс — это угол, под которым из точки, в которой находится звезда, виден радиус земной орбиты. Концептуальная простота метода годичного параллакса не означает такую же простоту измерений, потому что углы измерения из-за больших расстояний до звезд ничтожно малы. С помощью метода годичного параллакса можно измерить расстояния до звезд, находящихся не более чем в 100 световых годах от Земли.

Источник: www.vseznaniya.ru

Астрономическая единица

Наименьшей из таких единиц является астрономическая единица (а.е.). Исторически так сложилось, что одна астрономическая единица равняется радиусу орбиты Земли вокруг Солнца, иначе – среднее расстояние от поверхности нашей планеты до Солнца. Данный метод измерения был наиболее подходящим для изучения структуры Солнечной системы в XVII веке. Ее точное значение 149 597 870 700 метра. Сегодня астрономическая единица используется в расчетах с относительно малыми длинами. То есть при исследовании расстояний в пределах Солнечной системы или других планетных систем.

Световой год


Несколько большей единицей измерения длины в астрономии является световой год. Он равен расстоянию, которое проходит свет в вакууме за один земной, юлианский год. Подразумевается также нулевое влияние гравитационных сил на его траекторию. Один световой год составляет около 9 460 730 472 580 км или 63 241 а.е. Данная единица измерения длины используется лишь в научно-популярной литературе по той причине, что световой год позволяет читателю получить примерное представление о расстояниях в галактическом масштабе. Однако из-за своей неточности и неудобности световой год практически не используется в научных работах.

Материалы по теме

Световой год Расстояния в космосе

Парсек

Наиболее практичной и удобной для астрономических вычислений является такая единица измерения расстояния как парсек. Чтобы понять ее физический смысл, следует рассмотреть такое явление как параллакс. Его суть состоит в том, что при движении наблюдателя относительно двух отдаленных друг от друга тел, видимое расстояние между этими телами также меняется. В случае со звездами происходит следующее. При движении Земли по своей орбите вокруг Солнца визуальное положение близких к нам звезд несколько меняется, в то время как дальние звезды, выступающие в роли фона, остаются на тех же местах. Изменение положения звезды при смещении Земли на один радиус ее орбиты, называется годичный параллакс, который измеряется в угловых секундах.

Тогда один парсек равен расстоянию до звезды, годичный параллакс которой равен одной угловой секунде – единице измерения угла в астрономии. Отсюда и название «парсек», совмещенное из двух слов: «параллакс» и «секунда». Точное значение парсека равняется 3,0856776·1016 метра или 3,2616 светового года. 1 парсек равен примерно 206 264,8 а. е.


Метод лазерной локации и радиолокации

Эти два современных метода служат для определения точного расстояния до объекта в пределах Солнечной системы. Он производится следующим образом. При помощи мощного радиопередатчика посылается направленный радиосигнал в сторону предмета наблюдения. После чего тело отбивает полученный сигнал и возвращает на Землю. Время, потраченное сигналом на преодоление пути, определяет расстояние до объекта. Точность радиолокации – всего несколько километров. В случае с лазерной локацией, вместо радиосигнала лазером посылается световой луч, который позволяет аналогичными расчетами определить расстояние до объекта. Точность лазерной локации достигается вплоть до долей сантиметра.

Телескоп ТГ-1 лазерного локатора ЛЭ-1, полигон Сары-Шаган

Телескоп ТГ-1 лазерного локатора ЛЭ-1, полигон Сары-Шаган

Метод тригонометрического параллакса


Наиболее простым методом измерения расстояния до удаленных космических объектов является метод тригонометрического параллакса. Он основывается на школьной геометрии и состоит в следующем. Проведем отрезок (базис) между двумя точками на земной поверхности. Выберем на небосводе объект, расстояние до которого мы намерены измерить, и определим его как вершину получившегося треугольника. Далее измеряем углы между базисом и прямыми, проведенными от выбранных точек до тела на небосводе. А зная сторону и два прилежащих к ней угла треугольника, можно найти и все другие его элементы.

Тригонометрический параллакс

Тригонометрический параллакс

Величина выбранного базиса определяет точность измерения. Ведь если звезда расположена на очень большом расстоянии от нас, то измеряемые углы будут почти перпендикулярны базису и погрешность в их измерении может значительно повлиять на точность посчитанного расстояния до объекта. Поэтому следует выбирать в качестве базиса максимально отдаленные точки на Земле. Изначально в роли базиса выступал радиус Земли. То есть наблюдатели располагались в разных точках земного шара и измеряли упомянутые углы, а угол, расположенный напротив базиса назывался горизонтальным параллаксом. Однако позже в качестве базиса стали брать большее расстояние – средний радиус орбиты Земли (астрономическая единица), что позволило измерять расстояние до более отдаленных объектов. В таком случае, угол, лежащий напротив базиса, называется годичным параллаксом.


Данный метод не очень практичен для исследований с Земли по той причине, что из-за помех земной атмосферы, определить годичный параллакс объектов, расположенных более чем на расстоянии в 100 парсек – не удается.

Однако в 1989 год Европейским космическим агентством был запущен космический телескоп Hipparcos, который позволил определить звезды на расстоянии до 1000 парсек. В результате полученных данных ученые смогли составить трехмерную карту распределения этих звезд вокруг Солнца. В 2013 году ЕКА запустило следующий спутник – Gaia, точность измерения которого в 100 раз лучше, что позволяет наблюдать все звезды Млечного Пути. Если бы человеческие глаза обладали точностью телескопа Gaia, то мы имели бы возможность видеть диаметр человеческого волоса с расстояния 2 000 км.

Метод стандартных свечей

Для определения расстояний до звезд в других галактиках и расстояний до самих этих галактик используется метод стандартных свечей. Как известно, чем дальше от наблюдателя расположен источник света, тем более тусклым он кажется наблюдателю. Т.е. освещенность лампочки на расстоянии 2 м будет в 4 раза меньше, чем на расстоянии 1 метр.Это и есть принцип, по которому измеряется расстояние до объектов методом стандартных свечей. Таким образом, проводя аналогию между лампочкой и звездой, можно сравнивать расстояния до источников света с известными мощностями.


Масштабы разведанной существующими методами Вселенной впечатляют.

Масштабы разведанной существующими методами Вселенной впечатляют. Смотреть инфографику в полном размере.

В качестве стандартных свечей в астрономии выступают объекты, светимость (аналог мощности источника) которых известна. Это может быть любого рода звезда. Для определения ее светимости астрономы измеряют температуру поверхности, опираясь на частоту ее электромагнитного излучения. После чего, зная температуру, позволяющую определить спектральный класс звезды, выясняют ее светимость при помощи диаграммы Герцшпрунга-Рассела. Затем, имея значения светимости и измерив яркость (видимую величину) звезды, можно посчитать расстояние до нее. Такая стандартная свеча позволяет получить общее представление о расстоянии до галактики, в которой она находится.

Однако данный метод достаточно трудоемкий и не отличается высокой точностью. Поэтому астрономам удобнее использовать в качестве стандартных свечей космические тела с уникальными особенностями, для которых светимость известна изначально.

Уникальные стандартные свечи


Цефеида PTC Puppis

Цефеида PTC Puppis

Цефеиды – наиболее используемые стандартные свечи, представляющие собой переменные пульсирующие звезды. Изучив физические особенности этих объектов, астрономы узнали, что цефеиды обладают дополнительной характеристикой – периодом пульсации, который легко можно измерить и который соответствует определенной светимости.

В результате наблюдений ученым удается измерить яркость и период пульсации таких переменных звезд, а значит и светимость, что позволяет высчитать расстояние до них. Нахождение цефеиды в иной галактике дает возможность относительно точно и просто определить расстояние до самой галактики. Поэтому данный тип звезд часто именуется «маяками Вселенной».

Несмотря на то, что метод цефеид является наиболее точным на расстояниях до 10 000 000 пк, его погрешность может достигать 30%. Для повышения точности потребуется как можно больше цефеид в одной галактике, но и в таком случае погрешность сводится не менее чем к 10%. Причиной тому служит неточность зависимости период-светимость.


Цефеиды — "маяки Вселенной".

Цефеиды — «маяки Вселенной».

Кроме цефеид в качестве стандартных свечей могут использоваться и другие переменные звезды с известными зависимостями период-светимость,  а также для наибольших расстояний — сверхновые с известной светимостью. Близким по точности к методу цефеид является метод, с красными гигантами в роли стандартных свеч. Как выяснилось, ярчайшие красные гиганты имеют абсолютную звездную величину в достаточно узком диапазоне, которая позволяет посчитать светимость.

Расстояния в цифрах

Расстояния в Солнечной системе:

  • 1 а.е. от Земли до Солнца = 500 св. секунд или 8,3 св. минуты
  • 30 а. е. от Солнца до Нептуна = 4,15 световых часа
  • 132 а.е. от Солнца – таково расстояние до космического аппарата «Вояджер-1», было отмечено 28 июля 2015 года. Данный объект является самым отдаленным из тех, что были сконструированы человеком.

Расстояния в Млечном Пути и за его пределами:


  • 1,3 парсека (268144 а.е. или 4,24 св. года) от Солнца до Проксима Центавра – ближайшей к нам звезды
  • 8 000 парсек (26 тыс. св. лет) – расстояние от Солнца до центра Млечного Пути
  • 30 000 парсек (97 тыс. св. лет) – примерный диаметр Млечного Пути
  • 770 000 парсек (2,5 млн. св. лет) – расстояние до ближайшей большой галактики – туманность Андромеды
  • 300 000 000 пк — масштабы в которых Вселенная практически однородна
  • 4 000 000 000 пк (4 гигапарсек) – край наблюдаемой Вселенной. Это расстояние прошел свет, регистрируемый на Земле. Сегодня объекты, излучившие его, с учетом расширения Вселенной, расположены на расстоянии 14 гигапарсек (45,6 млрд. световых лет).

Источник

Поделиться ссылкой:

Источник: hikosmos.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

Методы определения расстояний в астрономии

Метод лазерной локации и радиолокации.

Метод лазерной локации заключается в отправлении в сторону объекта наблюдения радиосигнала. После этого объект отражает сигнал и тот возвращается обратно. В результате, время, которое тратится на преодоления расстояния, помогает определить расстояние до цели. При этом точность радиолокации составляет всего несколько километров.

Лазерная локация предполагает отправку светового луча, который помогает таким же образом определить расстояние до цели, но уже с точностью до долей сантиметра.

Метод тригонометрического параллакса.

Итак, рассмотрим метод тригонометрического параллакса.

Начертим отрезок (иначе именуемый базисом) между двумя точками на поверхности Земли. Затем мы выбираем нужный объект на небе, расстояние до которого нам нужно определить, и обозначаем его как вершину получившегося у нас треугольника. Потом мы замеряем углы между начертанным базисом и прямыми, которые были проведены от выбранных точек до нужного нам объекта в небе. А поскольку нам известна сторона и два прилежащих к ней угла треугольника, то можно определить и остальные его элементы.

Тригонометрический параллакс. Автор24 — интернет-биржа студенческих работ

Рисунок 1. Тригонометрический параллакс. Автор24 — интернет-биржа студенческих работ

В первое время в роли базиса выступал радиус Земли, однако, впоследствии в качестве базиса стали брать средний радиус орбиты Земли, т. е. астрономическую единицу. Это позволяло узнать расстояние до более отдаленных небесных тел. Угол, который лежал в данном случае напротив базиса называется годичным параллаксом.

Такое измерение расстояние до звезд не очень удобно при исследованиях с Земли. Причиной являются помехи атмосферы. Поэтому определение годичного параллакса для объектов расположенных на расстоянии больше чем в 100 парсек не удавалось.

Выходом стал, в частности, запуск в 1989 год Европейским космическим агентством космического телескопа Hipparcos. Этот телескоп способен определить расстояние до звезд в 1000 парсек.

Итогом стало получение трехмерной карты всех звезд, расположенных вокруг Солнца. А в 2013 году тоже Агентство запустило ещё более точный аппарат – Gaia. Точность данного аппарата в 100 раз лучше прежнего. Это позволяет наблюдать все звезды Млечного Пути.

Метод стандартных свечей.

При использовании данного метода за основу стандартных свечей берут источники, мощность которых известна исследователям. Таким источником может выступать звезда, температура поверхности и яркость которой известна. Такие расчеты помогают получить общие данные о расстоянии до галактики, в которой эта звезда расположена.

Недостатками такого метода является его сложность и не очень высокая точность.

Уникальные стандартные свечи.

При помощи данного метода удается более точно определить расстояния до звезды, опираясь на характеристики цефеид.

Цефеиды – переменные пульсирующие звезды, которые используются земными астрономами как своеобразные маяки – стандартные свечи. Изучая их физические свойства, астрономам удалось узнать, что цефеиды обладают такой особенностью как период пульсации. Период пульсации и яркость переменных звезд дают возможность узнать светимость и соответственно расстояние до данной звезды.

Цефеиды. Автор24 — интернет-биржа студенческих работ

Рисунок 2. Цефеиды. Автор24 — интернет-биржа студенческих работ

Также в роли уникальных стандартных свечей могут выступать сверхновые, чья светимость известна, а также красные гиганты.

Источник: spravochnick.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.