В чем измеряется расстояние между звездами


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.

В чем измеряется расстояние между звездами

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.


В чем измеряется расстояние между звездами

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.

В чем измеряется расстояние между звездами

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.


В чем измеряется расстояние между звездами

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

В чем измеряется расстояние между звездами

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:

В чем измеряется расстояние между звездами

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.


В чем измеряется расстояние между звездами

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.

В чем измеряется расстояние между звездами

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

В чем измеряется расстояние между звездами

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


В чем измеряется расстояние между звездами

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.

В чем измеряется расстояние между звездами

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:

В чем измеряется расстояние между звездами

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:


В чем измеряется расстояние между звездами

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

В чем измеряется расстояние между звездами

Подставим данное выражение в предыдущее уравнение, при этом учтём, что В чем измеряется расстояние между звездами:

В чем измеряется расстояние между звездами

Теперь прологарифмируем полученное выражение:

В чем измеряется расстояние между звездами

И упростим его:


В чем измеряется расстояние между звездами

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

В чем измеряется расстояние между звездами

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

В чем измеряется расстояние между звездами

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:


В чем измеряется расстояние между звездами

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

В чем измеряется расстояние между звездами

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

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

Расстояния звезд

Тот способ, которым определяются расстояния до Луны, Солнца и других тел солнечной системы (см. «Наука и жизнь» № 6, 1938) совершенно неприменим для измерения расстояний до звезд. Звезды настолько далеки от нас, что направления к какой-нибудь из них с двух противоположных точек земного шара практически параллельны между собою, и самыми точными инструментами нельзя установить, где эти направления пересекаются. Все базисы, доступные нам на Земле, слишком малы для измерения звездных расстояний, — для этой цели необходимо иметь базис гораздо большей длины. Действительно, снимки одного и того же участка неба, сделанные на двух возможно более далеких друг от друга обсерваториях, оказываются совершенно тождественными.

Но, двигаясь вокруг Солнца, Земля проходит большой путь в пространстве; летом она находится в противоположной стороне от Солнца по отношению к тому месту, где она была зимой. В июне и декабре мы смотрим на небо с двух точек, лежащих на расстоянии в 300 млн. км одна от другой.

Смотря из окна движущегося поезда, мы видим, что далекие предметы как бы стоят на месте, а близкие «бегут» в направлении, противоположном движению поезда. Видимые движения должны наблюдаться и у звезд; вследствие движения Земли каждая звезда должна описывать в течение года маленький эллипс (тем больший, чем меньше расстояние до нее). Однако таких движений звезд не наблюдалось, и еще Коперник, излагая свою теорию строения мира, указывал, что мы не замечаем их из-за больших расстояний звезд.

Астрономы последующих поколений искали видимые движения звезд; телескопы совершенствовались, но все попытки определить расстояния звезд от нас оставались безуспешными.

Около 1725 г. английский астроном Брадлей укрепил неподвижно в стене дома телескоп так, что ежедневно через поле зрения последнего проходила звезда гамма Дракона. Брадлей очень точно определял положение звезды и вскоре заметил видимые смещения ее. Но Дальнейшие наблюдения принесли разочарование: Брадлей открыл не параллакс звезды, а совершенно другое явление — аберрацию света, т. е. видимое отклонение светового луча, происходящее вследствие сложения скорости движения Земли со скоростью света. Было найдено физическое доказательство движения Земли, но расстояния звезд оставались неизвестными.

Очевидно, что гораздо легче заметить смещение звезды, если вблизи нее видна другая звезда, значительно более далекая. Пусть (рис. 1) звезда S1 значительно ближе к нам, чем звезда S2. Когда Земля находится в точке Т1, мы будем видеть обе звезды в одном направлении. Но через полгода Земля перейдет в Т2, на расстояние 300 млн. км от Т1, и звезды S1 и S2 как бы разойдутся. Измерив видимое расстояние между звездами, т. е. угол S1T2S2, и считая, что звезда S2 очень далека и не испытывает видимого смещения, можно найти угол, под которым с звезды S1 виден радиус орбиты Земли (параллакс звезды), а по нему и расстояние звезды от Земли (напомним, что для Солнца, Луны и планет параллаксом назывался угол, под которым с небесного тела виден радиус земного шара). По такому пути и пошли в дальнейшем астрономы: они стали искать относительное смещение двух звезд, одну из которых по тем или иным соображениям можно было считать близкой к Солнцу.

Сто лет назад работы астрономов, наконец, увенчались успехом: впервые удалось измерить расстояния до звезд. Почти одновременно 3 астронома — Бессель, Гендерсон и В. Струве (первый директор Пулковской обсерватории) — опубликовали найденные ими параллаксы звезд. Наибольший параллакс был найден Гендерсоном для звезды альфа Центавра (находящейся в южном полушарии неба), которая и до сих пор считается ближайшей к нам звездой. Но и ее параллакс равен всего 0″,76; видимое смещение ее за полгода равно 1»,52 или углу, под которым шарик диаметром в 1 мм виден с расстояния около 140 м. Параллаксы других звезд еще меньше. Становится понятным, почему так долго их не могли обнаружить.

Параллаксу в 0″,76 соответствует расстояние, в 270 тыс. раз большее расстояния от Земли до Солнца, или примерно 4 • 1013 км. Выражать такие расстояния в километрах уже неудобно, слишком мала и «астрономическая единица» — среднее расстояние от Земли до Солнца; пришлось вводить новые единицы. Одна из них «парсек» (от слов «параллакс-секунда») есть расстояние, соответствующее параллаксу в 1″. Парсек равен примерно 3,1 • 1013 км.

Свет проходит в секунду 300 тыс. км, следовательно, за год он пройдет 9,5 • 1012 км.

Расстояние это тоже принято за единицу измерения и названо «световым годом». Мы можем сказать, что ближайшая к нам звезда — альфа Центавра — находится на расстоянии 1,3 парсека, или 4,3 световых года. Наблюдая эту звезду, мы видим ее такой, какой она была 4 с лишним года назад.

За первыми определениями параллаксов звезд последовали все новые и новые; особенно успешно пошло дело после развития звездной фотографии. Сейчас звездные параллаксы определяются исключительно фотографическим методом.

Казалось бы, что достаточно сделать два снимка звезды, которую есть основание считать близкой к нам, с интервалом в полгода, определить ее положение относительно слабых, значительно более далеких звезд, чтобы, сравнив эти два снимка, найти параллакс. Однако дело обстоит более сложно. Звезды, которые мы называли неподвижными, несутся в пространстве с большими скоростями, и движение их незаметно нам лишь потому, что они очень далеки от нас. Далее, Земля, кроме вращения вокруг Солнца, движется вместе с ним в пространстве, что также вызывает видимое смещение близких звезд. Для выделения параллактического смещения звезды необходимы по меньшей мере три снимка, сделанные через полгода один после другого. На практике же в течение года делается не три, а больше снимков, с помощью которых и находится параллакс звезды.

В настоящее время удалось определить расстояния примерно 4000 звезд. Чем дальше звезда, чем меньше ее параллакс, тем менее точно удается измерить ее расстояние. Современные методы дают возможность определять параллаксы вплоть до 0″,005; меньшие величины уже нельзя считать реальными, они меньше возможных ошибок наблюдения. Параллаксу 0″,005 соответствует расстояние в 200 парсек или 650 световых лет; свет, дошедший до нас в 1938 г., вышел от такой звезды в 1288 г.

Но это только самые близкие к нам звезды, наши «соседи». Огромное большинство звезд несравненно более далеки. Как же измерили расстояния до них, если обычный, так называемый тригонометрический метод уже не в состоянии дать ответ?

Определение расстояний по яркости звезд

Освещение уменьшается пропорционально квадрату расстояния от источника света: лампа в 1000 свечей на расстоянии в 10 м освещает так же, как лампа в 10 свечей на расстоянии 1 м. Пользуясь этим законом, мы можем найти действительную яркость звезд, если известно их расстояние до нас. Условились принимать за меру яркости звезды ту видимую яркость, которую звезда имела бы при наблюдении ее с расстояния в 10 парсек, или 32,6 световых лет. Яркость эту называют «абсолютной величиной»1 звезды. Так, «абсолютная величина» нашего Солнца 4,85 звездной величины, т. е. при удалении от него на 10 парсек оно будет видно как слабая звездочка 4,85 величины (самые слабые, еще видимые глазом звезды — 6-й величины). Если бы мы знали абсолютные величины звезд, мы могли бы по их видимым яркостям определять расстояния.

Оказалось, что такая задача разрешима. Для всех звезд, параллаксы которых измерены, можно найти абсолютные величины. Было сделано сопоставление абсолютных величин звезд и их спектров; установлено, что интенсивность некоторых фраунгоферовых линий в спектре зависит от абсолютной величины звезды. Астрономы получили в свои руки могучее орудие; сфотографировав спектр звезды, можно найти ее абсолютную величину, а сравнив эту последнюю с видимой, — найти расстояние звезды.

Например, из измерения спектра и яркости звезды получается, что ее яркость в миллион раз слабее той, которую она имела бы, если бы находилась на расстоянии 10 парсек. Отсюда легко найти расстояние звезды: оно равно 10 • √1 000 000 = 10 000 парсек, или 32 600 световых лет. Параллакс ее равен 0″,0001 (величина, которая непосредственно не может быть измерена). Такой способ, способ «спектроскопических параллаксов», годен для измерения каких угодно больших расстояний, лишь бы силы света звезды хватило для получения достаточно хорошего снимка спектра, пригодного для определения ее абсолютной яркости. Современные большие телескопы позволяют фотографировать очень слабые звезды.

Способ «спектроскопических параллаксов» хорош еще тем, что ошибка, полученная при определении расстояния, всегда около 20% и не зависит от самого расстояния, между тем как тригонометрические параллаксы определяются тем хуже, чем дальше звезда: при параллаксе 0″,5 ошибка в расстоянии будет порядка 2—5%, при параллаксе 0″,01 она может быть в 200%.

В настоящее время известны спектроскопические параллаксы многих тысяч звезд, на основании их сделан ряд весьма существенных выводов о строении нашего звездного мира.

Но работы последнего десятилетия принесли некоторое разочарование и заставили относиться к спектроскопическим параллаксам с большей осторожностью. Дело в том, что закон ослабления света пропорционально квадрату расстояния от его источника справедлив лишь в том случае, если пространство совершенно прозрачно и свет в нем не поглощается. Давно было известно существование областей, занятых темной, несветящейся материей, видимых на фоне более далеких звезд. Это так называемые темные туманности (рис. 2). Сейчас установлено, что темная материя имеется и во всем пространстве, и она ослабляет свет, доходящий к нам от звезд. Очень трудно учесть, насколько ослаблен свет звезды поглощением в темной материи, и всегда есть опасность недооценить или переоценить расстояние до нее. Поэтому при определении расстояний по абсолютной яркости всегда нужно тщательно учесть возможное влияние поглощения света.

Наша звездная система

Остановимся очень кратко на главных результатах, полученных из исследования расстояний до звезд.

Все знают полосу Млечного Пути — слабое сияние, пересекающее небо и особенно хорошо видимое у нас в ясные осенние и зимние вечера. Если навести на Млечный Путь телескоп, то можно убедиться, что это слабое сияние — свет многих миллионов звезд, расположенных настолько тесно, что для глаза они сливаются в общую массу (рис. 3).

Уже из одного вида Млечного Пути можно заключить, что звезды расположены в пространстве не равномерно и не беспорядочно, а по какому-то определенному закону.

Определение расстояний до звезд, с учетом межзвездного поглощения света и с применением статистических методов исследования, дало возможность построить картину окружающей нас звездной вселенной.

Несколько миллиардов звезд, в число которых входит и наше Солнце, образуют в пространстве как бы «чечевицу», диаметр которой раз в 5 больше ее толщины (рис. 4). Размеры чечевицы огромны, — диаметр ее около 30 000 парсек; иными словами, свет идет от одного ее края до другого примерно 100 000 лет. Смотря по направлению плоскости чечевицы, мы видим значительно больше звезд, чем в перпендикулярном направлении, — этим и объясняется полоса Млечного Пути. Солнце лежит не в центре системы, а примерно на 2/3 ее радиуса.

Центр системы расположен в направлении к созвездию Стрельца, там, где видны наиболее яркие «звездные облака» Млечного Пути. Кроме звезд, имеется много облаков темной несветящейся материи, видимой как темные туманности. Но если вблизи такого скопления материи расположена достаточно яркая звезда, — материя отражает ее свет или начинает светиться сама, и вместо темной туманности будет видна светлая. Такова, например, хорошо известная туманность в созвездии Ориона.

Коперник 400 лет назад доказал, что наша Земля лишь одна из планет; теперь мы знаем, что Солнце — одна из многих миллиардов звезд. Естественно возникает вопрос: существует ли только одна наша звездная система или есть много других таких же звездных групп.

Уже давно были известны небесные объекты, сходные по форме с Млечным Путем (как мы его себе представляем), — так называемые спиральные туманности. Самая большая и яркая из них находится в созвездии Андромеды (рис. 5). Смотря на Млечный Путь извне и издалека, мы видели бы его похожим на туманность Андромеды. Но не случайное ли это сходство? Подобна ли туманность Андромеды Млечному Пути?

Еще лет 20 назад такой вопрос вызывал большие споры. Чтобы ответить на него, надо знать размеры туманности Андромеды, что требует знания расстояния до нее.

Сильные телескопы показывают, что туманность Андромеды состоит из звезд, как и многие другие подобные ей по виду туманности. Но быть может это тесные группы звезд, входящие в нашу звездную систему?

Звездные маяки

Давно известны звезды, меняющие свою яркость; такие звезды называются переменными. Причины изменения яркости переменных звезд различны. Среди них есть группа звезд, меняющих яркость строго периодически; причина этого связана с изменениями температуры и радиуса звезды; такие звезды названы цефеидами. Они-то и оказались теми «маяками», с помощью которых удалось определить расстояние до туманности Андромеды.

30 лет назад на Гарвардской обсерватории в Америке было сделано очень важное открытие: было установлено, что между периодом изменения яркости цефеид и их абсолютными яркостями существует определенная зависимость.

Наблюдая цефеиду, легко можно установить период изменения ее блеска и по нему найти ее абсолютную яркость. Сравнивая абсолютную величину с видимой, можно найти расстояние до звезды. Этот способ может быть применен и к слабым звездам, получить спектры которых для определения по ним абсолютных величин уже нельзя.

Среди звезд, видимых в туманности Андромеды и в других наиболее ярких туманностях, нашлось довольно много цефеид. Сравнение их с цефеидами в нашей звездной системе показало, что расстояние до туманности Андромеды около 700 000 световых лет. И отсюда определилась и ее величина: диаметр туманности Андромеды того же порядка, что и нашего Млечного Пути, она должна включать в себя миллиарды звезд.

Другие спиральные туманности находятся от нас дальше, размеры их того же порядка. Следовательно, наша звездная система не одна, есть очень много таких же звездных систем, расположенных далеко от нас.

Нашу звездную систему, систему Млечного Пути, часто называют Галактикой, от греческого слова галактос—молоко. Поэтому далекие звездные системы получили название «внегалактических туманностей», т. е. туманностей, лежащих за пределами нашей звездной системы. Часто называют их далекими галактиками.

Но цефеиды найдены далеко не во всех спиральных туманностях, зато во многих из них были замечены вспышки «новых» звезд. «Новая» звезда — вспышка слабой звездочки, происходящая от каких-то неизвестных пока причин. Вспыхнув, звезда светит ярко довольно короткое время, а затем ее свет снова ослабевает. Исследования «новых» звезд, вспыхивающих в нашей звездной системе, показали, что наибольшая абсолютная яркость их всегда примерно одинакова; такую же абсолютную яркость имели и «новые» звезды, вспыхивавшие в туманности Андромеды. Мы имеем право считать, что все процессы происходят так же и в других туманностях, следовательно, «новые» звезды в момент вспышки должны иметь ту же абсолютную яркость. «Новые» звезды тоже дают способ измерения расстояний далеких звездных систем; результаты определений расстояний по цефеидам и «новым» звездам сходятся достаточно хорошо.

Есть и еще одна возможность оценки расстояний. Самые яркие звезды в нашей и других системах должны быть примерно одинаковы. Следовательно, сравнив самые яркие звезды в двух туманностях, можно сказать, которая из них дальше и во сколько раз; обычно, во избежание ошибок берется 5—10 наиболее ярких звезд туманности, и оценка расстояния делается по ним. Так удалось узнать расстояния до других звездных систем и выяснить их природу и строение. Оказалось, что они тоже весьма сходны с системой Млечного Пути.

Все три описанных метода таят в себе, однако, некоторую опасность. Пространство между звездными системами света не поглощает, но внутри других звездных систем есть такая же темная материя, как и в нашей системе; свет цефеиды или «новой звезды» может быть из-за этого ослаблен, что приведет к преувеличенной оценке расстояния.

Статистические методы

К сожалению, выделить отдельные звезды можно лишь примерно в 10 самых близких туманностях, остальные же туманности, которых известно сейчас много тысяч, слишком далеки. Для определения их расстояний приходится пользоваться значительно менее точными статистическими методами.

По исследованию более близких туманностей установлено, что размеры их и полная абсолютная яркость колеблются сравнительно немного. Считая, что наблюдаемая туманность имеет средние размеры и среднюю яркость, можно по ее видимым размерам и яркости оценить расстояние.

Оценка расстояния по видимым размерам туманности менее точная, чем по видимой яркости; границы туманностей весьма неопределенны. Для более близких туманностей все же пользуются для контроля обоими способами. Расстояния очень далеких туманностей могут быть оценены лишь по видимой яркости этих туманностей.

Нельзя считать, что все внегалактические туманности построены совершенно одинаково, — и размеры и видимая яркость отдельной туманности могут отличаться от средних величин. Оценка расстояния до отдельной туманности может быть в значительной степени ошибочна, но средний результат для большого числа объектов будет близок к истине. В данное время приходится для далеких звездных систем удовольствоваться этим.

«Красное смещение»

Спектр звезды содержит многочисленные темные линии, называемые фраунгоферовыми, которые указывают на присутствие в атмосфере звезды известных химических элементов.

Каждая линия занимает в спектре определенное место, зависящее от длины ее волны. Но место линии может меняться под влиянием разных обстоятельств, из которых наиболее известное и хорошо изученное есть движение звезды по лучу зрения — к нам или от нас. По закону Допплера-Физо линии, соответствующие отдельным химическим элементам, сместятся к фиолетовому концу спектра, если звезда движется к нам, и к красному — при удалении от нас. По величине смещения можно найти скорость звезды относительно наблюдателя.

Спектр внегалактической туманности представляет собой сумму спектров входящих в нее звезд; движение, определенное по спектру туманности, будет движением системы как целого, движением ее центра тяжести. Исследование спектров туманностей показало удивительную вещь: линии в них всегда сильно смещены к красному концу, и если считать, что это смещение вызвано движением, то все внегалактические туманности удаляются от нас c большими скоростями.

В 1929 г. астроном Геббл обнаружил еще более удивительное обстоятельство: смещение линий каждой туманности пропорционально ее расстоянию от нас, далекие туманности имеют бо́льшие (рис. 6) смещения. Таким образом, определив смещение линий в спектре туманности, можно, воспользовавшись результатом Геббла, вычислить ее расстояние. В настоящее время известны у туманностей смещения, соответствующие расстояниям примерно в 100 и 200 млн. световых лет.

Чем вызывается это «красное смещение», пока еще не решено наукой. Несомненно, что здесь, кроме движения, замешаны еще другие влияния, — быть может свойства самого пространства. Но если только для очень далеких внегалактических туманностей пропорциональность наблюдаемого смещения расстоянию не нарушается, явление «красного смещения» дает средство для измерения расстояний предельно далеких звездных систем, свет от которых идет до нас сотни миллионов лет. Световой луч, давший на фотопластинке изображение самой далекой из исследованных внегалактической туманности в 1938 г., вышел из нее тогда, когда на Земле еще не существовало человека.

Комментарии к статье

1 Под «величиной» звезды в астрономии понимается ее яркость, а не линейные размеры.

Источник: www.nkj.ru

Специальные мерные величины

Чтобы измерять расстояние между звездами в созвездиях, нужны специальные расчеты и применяются специфические методы. Данных методов немного. В сообщениях СМИ приводятся экзотические параметры. Они из числа тех, которыми принято измерять расстояние до звезд, а рядовому обывателю куда понятнее измерение в привычной системе СИ, которая в астрономии тоже используется.

Для проведения подсчетов необходимы относительные величины, которые можно принять за данность в подобных вычислениях. Даже если они ежегодно изменяются, то ненамного, и для вычислений можно просто сделать поправку.

В 2018 году с телескопа, установленного на вулкане Мауна-Кеа, было сделано очередное сенсационное открытие. О нем с ликованием сообщили в Центре малых планет Международного астрономического союза. Новое открытие получило название «Фараут», от английского «далекий» или «отдаленный».

Розовая карликовая планета оказалась дальше ранее признанного фаворита по дальности Плутона. Лишение его статуса планеты было не единственным открытием, сделанным в 21 веке. Следом за Эридой, Кваваром и его спутником Вейвотом, Макемаке, Седной сообщили об открытии Фараута, расстояние до которого – 120 астрономических единиц.

Сообщая, что диаметр планеты-карлика составляет 500 км, журналисты добавляют, что это – десятая часть диаметра Меркурия – на сегодняшний день самой маленькой планеты Солнечной системы.

Чтобы сделать понятнее для простого человека всю грандиозность удаленности от Земли, говорится, что Фараут находится в 120 раз дальше, чем Земля. А про Солнце известно, что оно примерно в 150 миллионах километров.

Популяризация научных знаний необходима при подобных сенсационных сообщениях. Хотя для наглядности достаточно и того, что новоявленное космическое тело вращается вокруг звезды с такой медленной скоростью, что для одного оборота ему понадобится тысяча земных лет.

Невероятная удаленность Земли и космических тел самого разного вида и размера может выражаться в следующих единицах измерения:

  • метрах;
  • километрах;
  • астрономических единицах.

Но чтобы измерять колоссальные удаленности, уже и миллионов километров маловато. Достоверно определяя, насколько далеко находятся звёзды или наглядно продемонстрировать, как далеко расположен небесный объект, необходимы другие масштабы. Бездонный космос может измеряться скоростью света.

В чем измеряется расстояние до звезд

Человечеству необходимы и маленькие и большие метрические единицы, которые могут определять удаленность, дистанцию или размер именно в масштабах цели проводимого измерения. Выбор того, в чем измеряют расстояние, зависит от величины объекта или протяженности дистанции.

Путь улитки проще измерять в см, дистанцию до находящихся поблизости предметов – в метрах. Значительное удаление на родной планете предполагает использование километров в системе СИ, а некоторые другие страны пользуются милями.

В космическом пространстве основная звезда удалена настолько, что дистанцию приходится выражать неудобоваримой цифрой из нескольких символов. Поэтому появилась астрономическая единица, у которой есть среднее значение.

Но в таком объекте, как Галактика, из-за колоссальных цифр трудно находить требуемый ответ, даже пользуясь астрономической единицей. Поэтому появились понятия «световой год», «парсек», «мегапарсек», «килопарсек». Их используют для того, чтобы вычислить или выразить в более удобной форме среднее расстояние между звездами.

Следует обратить внимание на некоторые факты:

  1. Астрономическая единица (а. е.) – примерная дистанция между звездой и третьей планетой. Ее измеряли много раз, она уточнялась и корректировалась. Последняя зарегистрированная цифра, которой пользуются, – 149 597 870,66 км. Это и дистанция центра Галактики, и цифровое значение астрономической единицы на конец прошлого столетия, с тех пор не пересматривавшееся. Если от голубой планеты 10 а. е., эта цифра просто умножается на 10. Но если необходимо точное значение, то за основу берут цифру, составляющую радиус круговой орбиты планеты. Это условие действительно, если игнорировать остальные взаимодействия с другими небесными телами, исключая Солнце, вокруг которого происходит вращение. Этой величины маловато, чтобы измерить путь до звезд – хотя бы до Альфа Центавра или Большой Медведицы. Удаленность астрономы вычисляют по другим формулам, уже с другими константами.
  2. Парсек (пк) – гипотетическая величина. В ответ на вопрос о величине пк в метрах придется называть следующее значение – 206265 а. е., или 31 * 10 в 15 степени метров (число с 15 нулями). Еще большие удаления требуют новых единиц исчисления. Они выводятся от астрономической единицы через парсек, но уже исходя из скорости света, которая составляет 300 тыс. км в секунду. И это – абсолютно реальная цифра, поученная при измерении скорости светового луча.
  3. Световой год – величина дистанции, преодоленной лучом света за год, проходящий на Земле, в безостановочном и перманентном движении. Грубо излагая среднее значение парсека – 3 световых года (1 пк равен 0,3066 светового года).
  4. Применение этих значений позволило оперировать при вычислении колоссальными цифрами, не расписывая каждый раз огромнейшие величины с 25 и более нулями. Название «парсек» было образовано от слов «параллакс» и «секунда».

Применение человеческих знаний

Млечный путь – это огромное пространство, в котором находятся планеты, видимые звезды и созвездия. Это примерно то, что знает средний человек, не увлекающийся космическим пространством. Кроме этого есть еще Галактика Андромеды, Треугольника и около четырех десятков более мелких, карликовых галактик-спутников.

Наша галактика в диаметре составляет 100000 световых лет. Это расстояние, где никакое МЧС не придет на помощь. И пока что примерная сфера проводимых исследований ограничивается представленными образцами единиц для измерения космических расстояний.

Когда астрономия выйдет на новый виток достижений, возможно, более старшие соотношения уступят место другим, разработанным в силу необходимости.

В настоящее время расстояние до дальних звезд может измеряться методом подгонки главной последовательности. Раньше для этого постоянно использовали Плеяды или Гиады. А теперь стали использовать цефеиды – звезды-гиганты.

В качестве ориентира можно использовать до 30 Мпк. Заглядывать дальше пока человечество не может. Нужны другие ориентиры или более совершенные инструменты, которые откроют путь на следующую ступень лестницы расстояний.

Немного истории

Человечество всегда интересовала небесная твердь. И это вполне закономерно, потому что именно она привлекает внимание ночью, располагает к мечтам и домыслам или настоятельно требует получения новых знаний.

В древности основные массы народа не особенно размышляли над пространственными соотношениями. Многие считали, что небо твердое, а звезды – отверстия в нем, через которые на Землю проникает свет. Но уже тогда находились люди, которые понимали, что это не так. Они осознавали, что грандиозное пространство требует детального изучения.

Несомненная заслуга в определении сути и природы Вселенной, видимой человеческому глазу, принадлежит и древним грекам, с поразительной точностью сумевших определить дистанции до дневных и ночных светил.

Удивляет сила человеческого разума, позволяющая с помощью простых угломерных инструментов, логики и вычислений обозначить мерные понятия, практически не измененные за 2 тысячелетия. Шесть столетий назад итальянец Кассини определил довольно точное значение параметра, до сих пор участвующего во всех космических расчетах и вычислениях.

Примерно в то же время достославный Галлей, совершивший много прорывов в науке о космосе, предложил использовать в качестве расчетной точки прохождение земной соседки, Венеры, по солнечному диску.

Огромную роль сыграли научные открытия выдающихся астрономов:

  • Кассини;
  • Иоганна Кеплера;
  • Ньютона, открывшего закон всемирного тяготения.

Непостижимые космические расстояния не стали препоной для измерения, разработки новых единиц. И все это было фундаментом, на котором основана современная наука.

Это позволило создать космические челноки и станции, пилотируемые ракеты и даже сверхзвуковые самолеты.

Проведение нынешних исследований было бы невозможным без титанического труда, который проделали средневековые астрономы. Они провели значительную часть своей жизни за наблюдением движения планет и звезд. Благодаря им сейчас можно производить различные вычисления, используя самые совершенные инструменты для исследований.

Источник: ProNormy.ru

Общие сведения

Космос огромен — поэтому космические расстояния измеряются не так, как это делается на Земле. В статье о длине и расстояниях мы говорили главным образом об измерении относительно небольших расстояний, которые не трудно себе представить. Однако расстояния в космосе представить себе очень трудно из-за их огромной величины, а привычные метры и километры едва ли годятся для использования в космосе. Для измерения расстояний между планетами и галактиками вряд ли можно использовать измерительные приборы типа рулетки или линейки. Спутниковая навигация в космосе тоже не работает. Поэтому для космоса придется ввести не только новые единицы измерения, но и новые методы измерения этих расстояний.

Измерения с помощью радиолокации

Использовать РЛС для этих измерений удобно не только для определения расстояния до нужного астрономического объекта, но и для оценки скорости изменения этого расстояния (ведь объекты во Вселенной движутся друг относительно друга!). Это, в свою очередь, полезно при слежении за перемещениями объектов в космосе, например, для оценки возможности столкновения астероида с Землей.

Этот метод ограничен астрономическими объектами, которые находятся на небольших расстояниях от Земли. Можно сказать, что он пригоден для объектов, находящихся в пределах Солнечной системы. Это связано с тем, что радиосигнал ослабляется и рассеивается на больших расстояниях. Кроме того, чем больше расстояние, тем больше должен быть объект для того, чтобы его могла «увидеть» радиолокационная станция.

Годичный звездный параллакс

В статье о длине и расстоянии мы уже обсуждали годичный звездный параллакс. Здесь мы кратко рассмотрим это явление, потому что именно параллакс используется для измерения расстояний в космосе. Параллакс — геометрические явление, используемое для определения расстояний. Он хорошо выражен, если наблюдать объект с разных точек зрения относительно удаленного фона. Познать суть параллакса достаточно легко: вытяните перед собой палец или карандаш и закройте один глаз. Отметьте насколько далеко этот палец от другого объекта (скажем, от дерева, если вы на улице, или от шкафа, если вы находитесь в помещении). Теперь закройте этот глаз и откройте другой. Заметили, что палец или карандаш переместился относительно удаленного объекта? Это перемещение и является параллаксом. Если проделать аналогичный эксперимент, удерживая палец ближе к глазам, можно заметить, что расстояние, на которое перемещается палец или карандаш относительно удаленного объекта, стало больше. Чем ближе палец к глазам, тем больше он сдвигается относительно удаленного объекта при рассматривании пальца обоими глазами. Понятно, что это явление можно использовать для измерения расстояния до объекта, в данном случае — пальца.

Более подробное математическое объяснение измерения расстояний с помощью параллакса приводится в статье о длине и расстоянии. В общем случае, можно сказать, что расстояния следует измерять, когда Земля находится в двух противоположных точках ее орбиты вокруг Солнца (с интервалом в шесть месяцев, так как Земля делает один оборот вокруг Солнца за один год). Мы используем известное расстояние от Земли до Солнца (точно измеренное и называемое астрономической единицей) и измерим угол, образованный линией, соединяющей Землю в точке первого измерения, звезду, расстояние до которой измеряется, и точкой, в которой находится Земля во время второго измерения. Фактически, нам нужно знать только половину этого угла, которая называется параллактическим углом и обозначена на рисунке буквой P. Таким образом, имеется достаточно информации, чтобы рассчитать расстояние от Земли до звезды с помощью тригонометрических уравнений.

С помощью описанного метода можно измерить расстояние в различных единицах длины, но астрономы предпочитают парсек. Один парсек — это расстояние от Солнца до рассматриваемой звезды, если параллактический угол равен 1 дуговой секунде. Другой единицей длины является световой год (1 парсек = 3,26 светового года), однако эту единицу чаще используют журналисты. Астрономы предпочитают парсеки.

Как и при радиолокационных измерениях, этот метод ограничен расстоянием, на которое удалена звезда. Если она слишком далеко (более 500 парсеков), то угол, который нужно измерить, слишком мал и измерить его практически невозможно. Поэтому для больших расстояний данный метод не работает.

Цефеиды

Для измерения расстояний в космосе можно использовать определенные типы звезд, называемых Цефеидами. Цефеида — пульсирующая звезда с точной зависимостью светимости (яркости) от периода пульсации. Чем больше этот период, тем выше яркость Цефеид. Эта корреляция между периодом пульсации я светимостью хорошо известна и все Цефеиды ведут себя одинаково. Поэтому, если известен период пульсации, который несложно наблюдать, можно измерить светимость звезды. Мы знаем, что чем дальше звезда, тем меньше ее яркость. Таким образом, если сравнить реальную яркость с кажущейся, можно определить расстояние до звезды.

Пульсация цефеид обусловлена их сжатием и расширением. При этом их яркость изменяется, и для определения периода нужно измерить время между точками с максимальной яркостью. Ядро звезды не изменяет размеры, однако их внешние газовые слои расширяются и сжимаются вследствие флуктуаций давления газа в этих слоях. Сжатие и расширение происходит за счет двух сил: гравитационного притяжения, которое приводит к сближению молекул газа в направлении центра звезды, и давления газа, которое приводит к расширению внешнего слоя.

Когда звезда находится в сжатом состоянии, ее фотоны имеют высокую энергию и в результате давление повышается, что приводит к расширению внешней оболочки звезды. Когда это давление падает и становится меньше гравитационных сил, сжимающих оболочку, звезда сжимается. Затем процесс повторяется.

Цефеиды можно использовать для измерения расстояний до 40 миллионов парсеков, то есть намного больших, чем позволяет метод параллакса. Недостаток метода — цефеиды не так уж часто встречаются.

Сверхновая типа Ia

Еще одним стандартным измерителем расстояния являются сверхновые типа Ia. Идея аналогичная использованию Цефеид: при известной реальной светимости сверхновой в момент взрыва, когда яркость максимальна, можно сравнить ее с видимой яркостью звезды и, таким образом, определить насколько далеко она от нас. Именно эта категория сверхновых интересует нас в связи с тем, что они наиболее хорошо изучены, а их поведение предсказуемо, поэтому максимальная светимость во время взрыва хорошо известна. Эти взрывы происходит с двумя астрономическими объектами — с белыми карликами и еще одним белым карликом или со звездой-гигантом. Белый карлик представляет собой звезду очень высокой плотности в конце ее жизненного цикла, когда эта звезда «всасывает» материю находящихся рядом звезд (в нашем случае — второй звезды) до тех пор, пока не взорвется. Эти взрывы сверхновых позволяет измерять расстояния до галактик, в которых они находятся.

Другие методы измерения расстояний

Имеется еще несколько методов измерения расстояний в космосе. Один из них основан на предположении, что вселенная расширяется с известной скоростью. Если известна скорость, с которой галактики удаляются от нашей галактики, то с помощью закона Хаббла можно рассчитать насколько далеко они от нас. Закон Хаббла гласит, что расстояние до галактики равно скорости галактики, деленной на постоянную Хаббла, которая является известной константой. Скорость галактики можно определить, изучая спектр галактики, а затем, учитывая эффект Доплера, можно определить расстояние. Эффект Доплера, более известный в астрономии как смещение Доплера — это изменение частоты электромагнитного излучения (в нашем случае — света), излучаемого объектом, который движется относительно наблюдателя. При движении в сторону от наблюдателя этот спектр сдвигается в сторону низких частот, то есть в красную сторону, причем степень сдвига зависит от скорости удаления галактики. По смещению можно рассчитать скорость, а затем вычислить расстояние.

Источник: www.translatorscafe.com


You May Also Like

About the Author: admind

Добавить комментарий

Ваш e-mail не будет опубликован. Обязательные поля помечены *

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