Методы определения расстояния до звезд


Метод параллакса. Вследствие годичного движения Земли по орбите близкие звезды немного перемещаются относительно далеких «неподвижных» звезд. За год такая звезда описывает на небесной сфере малый эллипс, размеры которого тем меньше, чем звезда дальше. В угловой мере большая полуось этого эллипса приблизительно равна величине максимального угла, под каким со звезды видна 1 а. е. (большая полуось земной орбиты), перпендикулярная направлению на звезду. Этот угол (), называемый годичным или тригонометрическим параллаксом звезды, равный половине ее видимого смещения за год, служит для измерения расстояния до нее на основе тригонометрических соотношений между сторонами и углами треугольника , в котором известен угол и базис — большая полуось земной орбиты. Расстояние r до звезды, определяемое по величине ее тригонометрического параллакса , равно: r = 206265»/ (а. е.), где параллакс выражен в угловых секундах.конецформыначалоформы Для удобства определения расстояний до звезд с помощью параллаксов в астрономии применяют специальную единицу длины — парсек (пс). Звезда, находящаяся на расстоянии 1 пс, имеет параллакс, равный 1». Согласно вышеназванной формуле, 1 пс = 206265 а. е. = 3,086·1018 см.


Фотометрический метод определения расстояний. Освещенности, создаваемые одинаковыми по мощности источниками света, обратно пропорциональны квадратам расстояний до них. Следовательно, видимый блеск одинаковых светил (т. е. освещенность, создаваемая у Земли на единичной площадке, перпендикулярной лучам света) может служить мерой расстояния до них. Выражение освещенностей в звездных величинах (m — видимая звездная величина, М — абсолютная звездная величина) приводит к следующей основной формуле фотометрических расстояний rф (пс): lgrф = 0,2 (m — M) + 1. При определении rф по вышеназванной формуле погрешность составляет ~30%. Для светил, у которых известны тригонометрические параллаксы, можно, определив М по этой же формуле, сопоставить физические свойства с абсолютными звездными величинами. Это сопоставление показало, что абсолютные звездные величины многих классов светил (звезд, галактик и др.) можно оценивать по ряду их физических свойств. Зная расстояния до некоторого числа звезд, вычисленные методом параллакса, можно было вычислить светимости и сопоставить их со спектром тех же звезд. Точность определения расстояния таким способом составляет ~20%.

Определение расстояния по относительным скоростям. Косвенным показателем расстояния до звезд являются их относительные скорости: как правило, чем ближе звезда, тем больше смещается она по небесной сфере.
ределить таким способом расстояние, конечно нельзя, но этот способ дает возможность “вылавливать” близкие звезды. Также существует другой метод определения расстояний по скоростям, применимый для звездных скоплений. Он основан на том, что все звезды, принадлежащие одному скоплению, движутся в одном и том же направлении по параллельным траекториям. Измерив лучевую скорость звезд с помощью эффекта Доплера, а также скорость, с которой эти звезды смещаются относительно очень удаленных, то есть условно неподвижных звезд, можно определить расстояние до интересующего нас скопления.

Цефеиды. Важный метод определения фотометрических расстояний в Галактике и до соседних звездных систем — галактик — основан на характерном свойстве переменных звезд — цефеид. Цефеиды — это неустойчивые звезды спектральных классов от F6 до G8, которые пульсируют в результате нарушения равновесия между силой тяжести и внутренним давлением, причем кривая изменения их параметров напоминает гармонический закон. С течением времени колебания ослабевают и затухают; Периоды различных цефеид от 1,5 часов до 45 суток. Все цефеиды — гиганты большой светимости, причем светимость строго зависит от периода по формуле: M = — 0,35 — 2,08 lg T.

Источник: studopedia.ru


Наше Солнце справедливо называют типичной звездой. Но среди большого и разнообразного числа звёзд есть немало таких, которые значительно отличаются от него по своим физическим характеристикам и химическому составу. Поэтому полное представление о звёздах даст такое определение:

Звезда — это массивный газовый шар, излучающий свет и удерживаемый в состоянии равновесия силами собственной гравитации и внутренним давлением, в недрах которого происходят (или происходили ранее) реакции термоядерного синтеза.

Методы определения расстояния до звезд

Мысли о том, что звёзды — это далёкие солнца, высказывались ещё в глубокой древности. Но из-за колоссальных расстояний до них диски звёзд не видны даже в самые мощные телескопы. Поэтому, чтобы найти возможность сравнивать звёзды между собой и с Солнцем, необходимо было придумать способы определения расстояний до них.

Ещё Аристотель предполагал, что если Земля движется вокруг Солнца, то, наблюдая за звездой из двух диаметрально противоположных точек земной орбиты, можно заметить изменение направления на звезду — её параллактическое (то есть кажущееся) смещение.


Методы определения расстояния до звезд

Такая же идея измерения расстояний была предложена и Николаем Коперником после опубликования им гелиоцентрической системы мироустройства. Однако ни Копернику, ни тем более Аристотелю не удалось обнаружить это смещение.

Лишь к середине XIX века, когда на телескопы стали ставить оборудование для точного измерения углов, удалось измерить такое смещение у ближайших звёзд. Как удалось установить, кажущееся перемещение более близкой звезды на фоне очень далёких звёзд происходит по эллипсу с периодом в один год и отражает движение наблюдателя вместе с Землёй вокруг Солнца. Этот небольшой эллипс, который описывает звезда, называется параллактическим эллипсом.

Методы определения расстояния до звезд

В угловой мере его большая полуось равна величине угла, под которым со звезды видна большая полуось земной орбиты, перпендикулярная направлению на звезду. Этот угол называется годичным параллаксом и обозначается греческой буквой π или латинской буквой р.


Методы определения расстояния до звезд

Зная годичное параллактическое смещение звезды, можно легко определить расстояние до неё:

Методы определения расстояния до звезд

В записанной формуле а — это средний радиус земной орбиты.

Если учесть, что годичные параллаксы звёзд измеряются десятитысячными долями секунды, а большая полуось земной орбиты равна одной астрономической единице, то можно получить формулу для вычисления расстояния до звезды в астрономических единицах:

Методы определения расстояния до звезд

Первые надёжные измерения годичного параллакса были осуществлены почти одновременно в Германии, России и Англии в 1837 году.

В России первые измерения годичного параллакса были проведены Василием Яковлевичем Струве для яркой звезды Северного полушария Веги. Давайте по его данным определим расстояние до этой звезды.


Методы определения расстояния до звезд

Согласитесь, что для измерения расстояний до звёзд астрономическая единица слишком мала. Даже ближайшая к нам звезда — альфа-Центавра — расположена более чем в 273,5 тысячах а. е. Поэтому для удобства определения расстояний до звёзд в астрономии применяется специальная единица длины — парсек (сокращённо пк), название которой происходит от двух слов — «параллакс» и «секунда».

Парсек — это расстояние, с которого средний радиус земной орбиты, перпендикулярный лучу зрения, виден под углом в одну угловую секунду:

1 пк = 206 265 а. е. =30,8586 трлн км.

Методы определения расстояния до звезд

Исходя из определения, расстояние в парсеках равно обратной величине годичного параллакса:


Методы определения расстояния до звезд

Вернёмся к нашей задаче и определим расстояние до Веги в парсеках, воспользовавшись полученным нами уравнением.

Методы определения расстояния до звезд

Также, помимо парсека, в астрономии используется ещё одна внесистемная единица измерения расстояний — световой год.

Световой год — это расстояние, которое свет, распространяясь в вакууме, проходит за один год:

1 пк = 3,26 св. г. = 206 265 а. е. = 3 ∙ 1013 км.

В 1989 году Европейским космическим агентством был запущен спутник «Гиппаркос». За 37 месяцев своей работы ему удалось измерить годичные параллаксы более чем миллиона звёзд. При этом точность измерений для более ста тысяч из них составила одну угловую миллисекунду.


Однако после того, как астрономы научились определять расстояния до звёзд, возникла ещё одна проблема. Оказалось, что звёзды, находящиеся примерно на одинаковом расстоянии от Земли, могут отличаться друг от друга по видимой яркости (блеску). При этом видимый блеск не характеризует реального излучения звезды. Например, Солнце нам кажется самым ярким объектом на небе лишь потому, что оно находится гораздо ближе к Земле, чем остальные звёзды. Поэтому для сравнения истинного блеска звёзд необходимо было определять их звёздную величину на определённом одинаковом расстоянии от Земли. За такое одинаковое (или стандартное) расстояние принято 10 пк. Видимая звёздная величина, которую имела бы звезда, если бы находилась от нас на расстоянии 10 пк, называется абсолютной звёздной величиной.

Почему в качестве эталонного расстояния было выбрано 10 парсек? Да для простоты расчётов. Итак, предположим, что видимая звёздная величина звезды на некотором расстоянии D равна т а её блеск — I.

Методы определения расстояния до звезд

Напомним, что блеск двух источников, звёздные величины которых отличаются на единицу, отличаются в 2,512 раза. То есть для двух звёзд, звёздные величины которых равны т1 и т2 соответственно, отношение их блесков выражается соотношением:


Методы определения расстояния до звезд

Тогда по определению видимая звёздная величина звезды с расстояния в 10 пк будет равна абсолютной звёздной величине М. Если обозначить блеск звезды на этом расстоянии через I0, то для видимой и абсолютной звёздных величин одной и той же звезды предыдущее уравнение будет выглядеть так:

Методы определения расстояния до звезд

В тоже время из физики известно, что блеск меняется обратно пропорционально квадрату расстояния:

Методы определения расстояния до звезд

Подставим данное выражение в предыдущее уравнение, при этом учтём, что
Методы определения расстояния до звезд:

Методы определения расстояния до звезд

Теперь прологарифмируем полученное выражение:

Методы определения расстояния до звезд

И упростим его:

Методы определения расстояния до звезд

Если учесть, что расстояние до звезды обратно пропорционально её годичному параллаксу, то получим формулу, по которой можно вычислить абсолютную звёздную величину близко расположенных к нам звёзд

Методы определения расстояния до звезд

Теперь давайте по полученной формуле рассчитаем абсолютную звёздную величину нашего Солнца. Для этого учтём, что его видимая звёздная величина равна–26,8т, а среднее расстояние до него составляет одну астрономическую единицу

Методы определения расстояния до звезд

То есть наше Солнце выглядит слабой звёздочкой почти пятой звёздной величины.

Зная абсолютную звёздную величину звезды, можно вычислить её действительное общее излучение или светимость.

Светимостью называют полную энергию, излучаемую звездой за единицу времени. Светимость звезды можно выразить в ваттах, но чаще её выражают в светимостях Солнца.

Используя формулу Погсона, можно записать соотношение между светимостями и абсолютными звёздными величинами какой-либо звезды и Солнца:

Методы определения расстояния до звезд

Данную формулу можно переписать, если учесть, что светимость Солнца принята за единицу, а его абсолютна звёздная величина равна 4,8m:

Методы определения расстояния до звезд

По светимости (то есть мощности излучения) звёзды значительно отличаются друг от друга. Так мощность излучения некоторых звёзд-сверхгигантов больше мощности излучения Солнца в 330 тыс. А некоторые звёзды-карлики, обладающие наименьшей светимостью, излучают свет в 480 тыс. раз слабее нашего Солнца.

Источник: videouroki.net

Предыстория вопроса

Поиски подходящих способов, чтобы определить расстояние до ближайшей звезды, занимали умы выдающихся ученых с незапамятных времен. Они наблюдали за звездным небом и дальними небесными объектами иногда на протяжении всей жизни. Революцией в этой отрасли человеческих знаний стало появление телескопов.

Также стоит отметить следующие факты:

  1. Накопление знаний не всегда позволяло делать выводы. А отсутствие взаимообмена сведениями приводило к одновременным открытиям в разных регионах планеты. Если бы была возможность столь широкого обмена информацией, как в сегодняшнем мире, ученым было бы проще делать открытия. Им не приходилось бы измерять различные величины на основании собственных заблуждений и приходить к неверным выводам.
  2. Первое успешное определение дистанции до звёзд состоялось в 1838 году, причем в разных частях планеты. Известный немецкий астроном Фридрих Бессель нашел, каково удаление звезды 61 Лебедя. Гениальный русский ученый В. Струве первым измерил расстояние до Веги, а британский ученый Томас Гендерсон открыл величину удаленности до Альфа Центавра.
  3. Это стало кульминацией накопленных знаний и в то же время – стартом на новой ступени астрономической науки. Проведенные измерения стали успешными только благодаря тому, что расстояние до планет относительно большое и может измеряться в банальных километрах.
  4. Но в 1838 году уже знали, как можно определить расстояние до звезд, правда, не очень дальних, путем измерения углового удаления и вычисления параллакса.

Википедия объясняет дальнейший успех астрономов тем, что удалось объединить усилия научной общественности. Это помогло наладить систему обмена знаниями путем использования печатных изданий, а впоследствии – Всемирной информационной сети.

Однако в современной астрономии универсальный способ находить нужные цифры удаления все еще отсутствует.

При этом используются различные методы, чтобы вычислять нужные науке числа. Переход осуществляется по мере увеличения дистанции, но кратко осваивает уже имеющийся способ расчетов и позволяет сделать основание для нового.

Астрономическая единица (а. е.) пришла на смену километрам и метрам, с которыми так удобно было определяться в земных расстояниях. Также их применяли, чтобы считать дальность расположенных достаточно близко, по космическим меркам, небесных тел и планет.

Еще в отношении самых близких соседей можно использовать астрономическую единицу в качестве величины для измерения. Ее характеристика примерно стабильна, и относительно недавно (в 1976 году) она была установлена в 149597870 км, с погрешностью в 2 км.

Расстояние до планет

Но удаленность от Солнца (астрономическая единица и есть расстояние до светила), по сравнению с тем, где расположена самая близкая чужая звезда, слишком мало, чтобы мерить космическое пространство, особенно дальний космос. Поэтому возникли такие понятия, как парсек (пк) и скорость светового луча.

Их можно применять для тех объектов, которые никогда не увидеть человеческим невооруженным глазом. Да и световой год вряд ли позволит представить, например, через какое время космический корабль сможет долететь даже до ближайшей галактики.

Наиболее простое решение получила проблема определения расстояний во Вселенной, где находится человек или Солнечная система. Теперь каждый школьник может написать на эту тему реферат или провести презентацию. При этом он не будет особенно задумываться, откуда взялись эти формулы и как определялась удаленность до земного спутника и разных объектов.

Существенную помощь в определении расстояний от далеких планет до Солнца оказал Третий закон великого астронома Иоганна Кеплера. Согласно данному закону квадрат периода обращения планет соотносится, как кубы средних расстояний до центра Солнечной системы.

Сколько составляет расстояние до Луны и самого близкого желтого карлика, удалось определить с помощью метода радиолокации. И хотя для этого потребуется определенное время, но полученная цифра будет достаточно точной.

Как измеряют расстояние до звезд

Определение этих цифр происходит с помощью разных способов измерений. Выбор каждой методики осуществляется в зависимости от дальности расположения и масштаба, который нужно соблюдать при проведении измерений.

Параллакс позволяет определять на расстоянии не более 100 парсеков, но с некоторыми погрешностями (около 50 %). Чем меньше расстояние, тем меньше наблюдается неточностей. Данный метод измерения позволил выяснить дистанцию от 6 тыс. звезд. Например, от Проксимы (красного карлика) Центавра – каких-то 1,31 пк.

В основе метода лежит смещение видимых, близких звезд относительно дальних, которые визуально представляются неподвижными.

Этот оптический эффект природа дает благодаря собственно движению Земли по ее годичной орбите. Несмотря на грозное словесное описание, метод параллакса в тригонометрическом выражении выглядит довольно просто и не представляет никакой сложности в решении.

Чтобы наглядно представить себе, как это выглядит, можно посмотреть видео, которых немало снято популяризаторами. Они предназначены для просмотра теми классами, где изучают астрономию. Пример такого видео приведен ниже.

Определение расстояния

Цефеиды – звезды, размер которых позволяет их использовать в качестве ориентира. Они дают возможность узнавать расстояние по периоду пульсации и изменчивости их блеска. Наблюдение за ними показало определенную периодичность излучения, которую и используют в специальных вычислениях. Этот метод ориентирован на звездный блеск.

Его периодичность и мощность позволяет дифференцировать скопление отдельных звезд в относительно близкой галактике. Это стало возможным после изобретения суперсовременных телескопов. С помощью данного метода можно выяснить, какую цифру составляет примерная дистанция. Но его нельзя использовать для дальних галактик.

Красное смещение – тоже не очень точный метод, в котором требуется пересчет на космологическую модель. Однако он пригоден для подсчета того, чего не видит человеческий глаз. Слишком большое расстояние (10 млн. световых лет) до них должен проходить даже свет. И каково сейчас состояние этих объектов на наблюдаемой границе Вселенной, даже сложно принимать в воображении.

Определенным ориентиром в вычислениях может стать и термоядерный взрыв с выделением огромного количества энергии от сверхновых звезд (двойных с белым карликом). Здесь точность вычислений может зависеть от скорости достижения предела массы. Но чтобы понять, как можно выражать расстояние, уже нужны другие знания и особые методы обработки получаемой информации.

Фотометрический метод основан на простом понимании законов движения света. Блеск звезды или другого источника света, равного освещенности другого, означает и одинаковое расстояние. Зная, сколько свет будет лететь от одного объекта, можно вычислить, что эта величина равна дистанции до другого с аналогичной освещенностью. Считают ее по специальной формуле фотометрических расстояний.

Близкие звезды

Проведенные измерения, направленные на ближайшие, видимые звезды, и расчет времени на прохождение до них светового луча позволили определить ближайших соседей, их примерный спектр и цвет. Оптические иллюзии не всегда обозначают в точности действительно близкие по отношению к другим объектам.

Однако с Альфа Центавра и ее Проксимой дело обстоит сложно. Она находится в 270 тыс. раз дальше, чем Солнце, да и масса у нее почти в 7 раз меньше. Но, несмотря на близость, она почти не видна невооруженным глазом. Также заслуживают внимания интересные факты:

  • звезда Барнарда тоже находится относительно недалеко – почти 2 парсека, четвертая по расстоянию. Она также почти не видна на небосклоне и открыта только в начале прошлого столетия;
  • ярчайший Сириус находится в 8,6 светового года, но его можно видеть практически в любом полушарии. И хотя он не так близок, как звезда Барнарда и Проксима, но хорошо виден благодаря своей яркости;
  • Полярная звезда, которую можно обнаружить рядом с Большой Медведицей, находится в более чем 447 световых лет. Несмотря на целых 137 парсеков, она видна намного лучше, чем Проксима и другие звезды. Потому что она сверхгигант, представляющий собой тройную звездную систему.

Полярная звезда – интересный феномен природы, как будто кем-то оборудованный для ведения землянами расчетов и наблюдений. Ее высота над горизонтом равна широте земной поверхности, с которой в данный момент ведется наблюдение.

А если нужно идти на север, то оно практически всегда совпадает с направлением, взятым на сверхгиганта.

Неудивительно, что древние мореплаватели придавали ей особый смысл. Хотя это не мистический, а физический объект, расположенный на огромном расстоянии. Вполне вероятно, что закономерность была случайной, обусловленной циклическим совпадением движения, а видимая сфера постоянно меняет степень освещенности. Это связывают с ее температурой, наличием старших и младших в триаде.

Фальшь, присущая визуальному впечатлению от звездного неба, легко объясняется, когда у человечества есть уже не просто минимальные, а конкретные знания. Каждое из новых достижений в изучении звездного неба и расстояний – это своеобразный тест, сдаваемый перед началом очередного этапа. Сейчас человечество прошло четыре ступени в изучении и обозначении расстояний до звезд и стоит на пороге пятого, еще более сложного этапа.

Источник: ProNormy.ru

Методы определения расстояния до звезд

Годичный параллакс

Объекты в нашей галактике. Метод годичного параллакса или параллактическое смещение заключается в построении обычного треугольника между звездой, Землей и Солнцем. Этот метод берет свое начало в геодезии и называется триангуляцией.

http://900igr.net/kartinki/astronomija/Proiskhozhdenie-i-evoljutsija-vselennoj/010-Kak-izmerjajut-rasstojanija-do-zvezd.html

Точки А и В — это положения орбиты Земли зимой и летом. В этих точках звезда будет занимать различные положения на небе это и есть параллактическое смещение. Зная расстояние между точками А и Б (базис), угол, на который смещается звезда (параллактическое смещение), остальные 2 угла треугольника, и основы тригонометрии, можно рассчитать расстояние до звезды.

Подобное используют и наши глаза для определения расстояния до объектов. Если вы посмотрите на палец вытянутой руки и будете попеременно прикрывать глаза, то вы заметите что он перемещается то в право, то в лево — это и есть параллакс.

Этот способ определения расстояния до звезд используется для объектов, находящихся только в нашей галактике. Для более далеких используются другие методы.

Цефеиды маяки Вселенной

Расстояние до других галактик. Если вам на встречу едет автомобиль с включенными фарами, то зная их яркость можно судить о расстоянии до него. Чем автомобиль дальше, тем ниже яркость и наоборот.

http://www.eurastro.de/missions/mali07/mali07.htm

В ночном небе аналогом фар могут служить цефеиды. Одной из наиболее известных является Полярная звезда. Эти маяки вселенной обладают стандартной яркостью или, как ее называют, светимостью. Их светимость астрономы определяют по периоду переменности блеска. Изменение блеска цефеиды происходит каждые несколько дней. Чем больше период изменений, тем больше мощность излучения.

Найдя цефеиду в нашей галактике, нужно сделать 2 вещи: первое — рассчитать расстояние до нее с помощью годичного параллакса, 2 — измерить период изменения блеска. Далее достаточно найти такую же цефеиду с таким же периодом блеска в другой галактике и определить ее яркость.

Так блеск цефеид позволяет измерять расстояния до галактик, в которых они находятся. Вот почему цефеиды называют маяками Вселенной.

Источник: zen.yandex.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.