Стандартные свечи
Как мы уже говорили, прямое измерение расстояний с использованием параллакса возможно только для небольшого числа звезд в окрестностях Солнечной системы. Теперь коснемся методов измерения расстояний до более удаленных объектов. Допустим, у нас есть надежная единица измерения, но как произвести само измерение? Эту проблему можно сформулировать так: есть ли у далеких звезд какой-то параметр, измерив который, мы сможем понять, как далеко они от нас? Напомним, что мы можем только напрямую измерить положение звезды на небе и ее яркость. Недостаточно, правда? Однако этого оказалось достаточно, когда Генриетта Ливитт обнаружила, что существует класс переменных звезд, у которых время изменения яркости зависит от их величины. То есть чем ярче звезда, тем медленнее она пульсирует. Первая звезда этого типа была открыта в созвездии Цефея, поэтому такие звезды были названы цефеидами. Теперь это почти в сумке — если мы найдем две звезды, пульсирующие с одинаковым периодом, и мы знаем расстояние до одной из них (ведь от ближайших звезд, благодаря параллаксу, мы это знаем!), То мы узнаем Найдите расстояние до второго, просто используя ту же формулу, которая приведена выше. После этого открытия были открыты сотни и тысячи переменных звезд, что помогло значительно расширить (в буквальном смысле этого слова) наше понимание Галактики, а в 1923 году Эдвин Хаббл измерил расстояние до туманности Андромеды с помощью переменных звезд и пришел Напрашивается вывод, что это отдельная галактика. Так человечество узнало, что наша галактика — лишь одна из многих похожих.
Цефеиды — первый, но далеко не единственный способ, которым пользуются астрофизики. Такие переменные, как RR Лиры, цвет звезды, скорость изменения яркости новых и сверхновых определенного типа, радиоизлучение пульсаров — все эти методы основаны на измерениях излучения объекта для точного определения расстояния, и они объединены в концепции «стандартные свечи». Сравнивая яркость этой свечи с яркостью любой другой свечи, которую вы видите, вы всегда можете определить расстояние до нее. Многие похожие «стандартные свечи» показаны на схеме в начале нашей статьи: все они связаны между собой и образуют хорошо откалиброванную систему, которая используется в масштабах от нескольких парсеков до сотен мегапарсеков.
Методы определения расстояний
Для определения расстояний до небесных тел используются различные методы, основанные на принципах геометрии и астрономических наблюдений.
Триангуляция
Один из основных методов определения расстояний в космосе — это использование триангуляции. Суть этого метода заключается в измерении угловых размеров и пространственной формы фигур на небесной сфере. Зная угол между позицией наблюдателя и объектом, а также углы между наблюдателем и двумя точками на земной поверхности, можно вычислить расстояние до объекта. Таким образом, триангуляция позволяет определить расстояние до далеких звезд и галактик.
Параллакс
Параллакс — это смещение объекта на небесной сфере при изменении точки наблюдения. Он может быть использован для определения расстояния до близких звезд и планет. Если измерить параллакс звезды, то можно вычислить расстояние до нее с помощью геометрических соображений. Данный метод основан на изменении угла между линией наблюдения и направлением на звезду при изменении положения Земли вокруг Солнца.
Красное смещение
Для измерения расстояний до далеких галактик используется явление красного смещения. Красное смещение является результатом Доплеровского эффекта, и обусловлено расширением Вселенной. Чем дальше галактика, тем сильнее ее излучение смещается в красную часть спектра. Исходя из величины красного смещения, можно вычислить расстояние до галактики, используя законы физики и космологические модели.
В чём измеряется расстояние между звездами
Действительно, интересно, в каких единицах астрономы измеряют расстояние до звезд?На самом деле расстояние до звезд, как и до любого другого космического тела, измеряется не в километрах, к которым мы привыкли, а в световых годах или парсеках.
Под световым годом мы понимаем расстояние, которое проходит луч света за год при условии, что его скорость составляет 300 000 км в секунду. Представьте себе, что один световой год равен 9,5 миллионам миллионов километров.
Используя метры и километры, определить расстояния между звездами и расстояние от Земли до них очень и очень сложно и проблематично.
Хотя часто степень удаленности астрономических объектов настолько велика, что даже использование световых лет неудобно. Поэтому для сокращения используйте такую единицу измерения, как парсек. Он равен 3,26 светового года.
Кроме того, можно использовать один мегапарсек на единицу измерения, что в миллион раз больше обычного (т. Е. 3 260 000 световых лет).
Летающая звезда
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.
Звездное небо
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.
Определение расстояний по формуле
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.
Космос
Единицы межзвездных расстояний
понятно, что полученная формула неудобна, как и выражение колоссальных расстояний в километрах или астрономических единицах. Поэтому парсек («параллакс-секунда»; сокращенно pc) принят в качестве общепринятой единицы в звездной астрономии. Это расстояние до звезды, годовой параллакс которой равен 1 секунде. В этом случае формула принимает простой и удобный вид: r = 1 / p pc.
Один парсек равен 206 265 астрономическим единицам, или примерно 30,8 триллиона километров. В литературе и популярных статьях часто используется такая единица измерения, как световой год — расстояние, на которое электромагнитные волны проходят в вакууме за год, не подвергаясь влиянию гравитационных полей. Световой год равен примерно 9,5 триллиона километров, или 0,3 парсека. Следовательно, один парсек составляет примерно 3,26 световых года.
Как измерить расстояние до Луны методом параллакса
Луна, разумеется, находится так далеко, что при поочередном наблюдении то одним глазом, то другим она нисколько не сместится. Но предположим, что Луну будут одновременно наблюдать на фоне звездного неба астрономы двух обсерваторий, расположенных на расстоянии в несколько сотен километров друг от друга.
Первый наблюдатель будет видеть край Луны па определенном угловом расстоянии от какой-то заранее выбранной звезды, второй же наблюдатель будет видеть в ту же минуту тот же край Луны уже на ином угловом расстоянии от той же звезды.
Если известно смещение Луны по отношению к звездному фону, а также расстояние между обсерваториями, то с помощью несложных тригонометрических формул можно рассчитать расстояние до Луны. Это вполне осуществимо на практике, потому что кажущееся смещение Луны на фоне звезд при изменении позиции наблюдателя достаточно велико.
Астрономы путем ряда наблюдений точно установили это смещение для такого положения, когда один наблюдатель видит Луну на горизонте, а другой — прямо над головой. В этом случае основание треугольника равно радиусу Земли, а угол, в вершине которого находится Луна, — это экваториальный горизонтальный параллакс. Его величина оказалась равной 57,04 минуты дуги, или 0,95 градуса дуги.
Это смещение вполне измеримо — оно равно двум видимым диаметрам полной Луны Таким образом, оно может быть определено с достаточной точностью для измерения расстояния до Луны.
Расстояние это, вычисленное с помощью параллакса, хорошо согласовалось с расстоянием, вычисленным с помощью прежнего метода — по земной тени во время лунного затмения.
Измерить расстояние до планет Солнечной системы сложнее методом параллакса – расстояние между точка наблюдения должно измерятся уже тысячами километров
Структура и состав Млечного Пути
Светимость и затухание
Измерение светимости позволяет узнать, сколько энергии излучает небесное тело, но не дает нам информации о его удаленности. Для определения расстояния используется явление, называемое затуханием света.
Затухание света – это явление, при котором светимость небесного тела ослабевает с увеличением расстояния до него. Это объясняется тем, что свет распространяется от небесного тела в виде сферических волн и с каждым километром пути световой поток убывает в соответствии с обратно пропорциональной зависимостью.
Для определения расстояния до небесного тела на основе затухания света необходимо знать его светимость и измерить интенсивность света, достигающего земной приемник. По закону затухания света можно вычислить, какое расстояние пройдет свет, чтобы светимость уменьшилась в n раз. Зная это расстояние и измеряя интенсивность света на земле, можно определить удаленность небесного тела.
С помощью метода затухания света можно определить расстояния до звезд, галактик и других далеких объектов в космосе.
Точность параллактического метода
Точность измерения параллакса в наземных условиях в настоящее время позволяет определять расстояния до звезд, не превышающие 200 парсек. Дальнейшее повышение точности достигается за счет наблюдений с использованием космических телескопов.
Так, европейский спутник «Гиппарх» (HIPPARCOS, запущен в 1989 г.) позволил, во-первых, увеличить это расстояние до 1000 пк, а, во-вторых, значительно улучшить уже известные звездные расстояния. Европейский спутник Gaia, или Gaia (Gaia, запущенный в 2013 г.), повысил точность измерений еще на два порядка. Используя данные Gaia, астрономы определяют расстояние до звезд в радиусе 40 килопарсек и надеются открыть новые экзопланеты. Космический телескоп. Хаббл достигает точности, сравнимой с точностью Гайи. Вероятно, это близко к предельному значению для оптических измерений.
Несмотря на это ограничение, годовой тригонометрический параллакс служит калибровочной базой для других методов определения расстояний до звезд.
Фотометрия. Понятие звездной величины
Фотометрия в астрономии занимается измерением интенсивности электромагнитного излучения, испускаемого небесным объектом, даже в оптическом поле. На основе фотометрических параметров различные методы определяют расстояние как до звезд, так и до других далеких объектов, таких как галактики. Одним из основных понятий, используемых в фотометрических методах, является звездная величина или яркость (обозначается индексом m).
Видимая или относительная звездная величина (для оптического поля зрения) измеряется непосредственно по яркости звезды и имеет шкалу, в которой увеличение звездной величины характеризует уменьшение яркости (это исторически происходило). Например, Солнце имеет видимую величину –26,7 метра, Сириус имеет звездную величину –1,46 метра, а ближайшая к Солнцу звезда, Проксима Центавра, имеет звездную величину + 11,05 метра.
Абсолютная величина — расчетный параметр. Это соответствует видимой звездной величине звезды, если бы она находилась на расстоянии 10 пк. Этот параметр связывает яркость объекта с расстоянием от него. Для звезд, приведенных в качестве примера, абсолютная величина составляет: + 4,8 м для Солнца, + 1,4 м для Сириуса, + 15,5 м для Проксимы. Расстояния до этих звезд составляют 0,000005, 2,64 и 1,30 парсека соответственно. Они отличаются очень важным астрофизическим параметром — яркостью.
Другие способы определения расстояния до звёзд
Конечно, существуют и другие подходы. Так, например, определить расстояние до звезд можно с помощью фотометрического метода. При нём измеряют освещённость, которая возникает одинаковыми по силе и мощности источниками. Именно полученное значение освещённости обратно пропорциональна квадратам до удалённости тел друг от друга.
Определение расстояний до звезд возможно методом анализа спектра объектов. Для этого проводится исследование химического состава и физических характеристик, а также изучение спектров тела.
Итак, мы узнали в каких единицах измеряется и как определяют расстояние до звёзд.
Как известно, Солнце является самой близкой к нам звездой. Поэтому часто путь к нему указывают в км (149,6 млн км), что в переводе на световые года равно 8,3 световой минуте.
Расстояние между звездами и планетами нашей Солнечной системы имеет внушительные показатели. Например, степень удалённости планеты Плутон от Земли равна приблизительно 5 световым часам, а следующее близлежащее к нам светило (Проксима Центавра) располагается на расстоянии 4,2 световых года.
Представляете, сколько уже известно и доступно для нас, а сколько ещё предстоит узнать про нашу Вселенную!
Проксима Центавра (одна из самых маленьких звёзд)
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.
Вселенная
Также стоит отметить следующие факты:
- 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.
- 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.
- 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.
- Но в 1838 году уже знали, как можно определить расстояние до звезд, правда, не очень дальних, путем измерения углового удаления и вычисления параллакса.
Яркая звезда
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.
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.
Как определить большую дистанцию?
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.
Годичный параллакс
Метод параллакса в астрономии
Определение
Параллакс — изменение видимого положения объекта по отношению к удаленному фону, определяемое положением наблюдателя.
Явление параллакса используют для измерения расстояния до планет. Понять принцип данного исследования можно с помощью простых действий:
- поднять вверх палец перед глазами так, чтобы его было видно на любом пестром фоне;
- не меняя положение головы, смотреть на палец поочередно, правым и левым глазом.
В результате наблюдатель заметит, что при закрытии одного глаза и открытии другого палец будет смещаться относительно фона. При этом смещение увеличивается по мере приближения пальца к глазам. Данное явление объясняется расположением глаз, которые удалены друг от друга на некоторое расстояние, таким образом, что прямые линии, проведенные от пальца к глазам, формируют определенный угол. При построении этих прямых до фона, они продемонстрируют два варианта положения пальца. В процессе приближения пальца к глазам уголь становится больше, что увеличивает смещение. Аналогично, для измерения расстояния до луны с помощью метода параллакса необходимо провести наблюдения из пары точек, которые удалены друг от друга на сотни километров.
При использовании метода параллакса для исследования небесных тел в качестве неподвижного фона будет принято звездное небо, которое кажется таковым из-за большого удаления звезд от нашей планеты. Примерно в 1600 году удаленность планет Солнечной системы от Земли не позволяло достаточно точно измерить их смещение на фоне звездного неба, проводя наблюдения из двух обсерваторий. Однако в 1608 году, благодаря изобретению телескопа итальянским ученым Галилео Галилеем, удалось увеличить видимые габариты небесных объектов и малые смещения, которые связаны с параллаксом.
Метод параллакса характеризуется достаточно высокой точностью измерений. Однако этот способ ограничен в возможностях. С его помощью можно относительно точно вычислить расстояния до космических объектов, которые расположены неподалеку от нашей планеты и Солнечной системы. При необходимости определить более дальние расстояния возникают сложности. В этом случае точность измерений значительно снижается. Диаметр орбиты Земли будет недостаточен для того, чтобы сформировать нужный угол.
Как измеряется расстояние до звезд и что такое световой год?
Расстояния между звездами настолько велики, что измерять их в километрах или милях — занятие с бесконечными нулями. Для обозначения расстояний в системе используется знакомая система измерения. Например, они говорят, что минимальное расстояние от Земли до Марса составляет 55,76 миллиона километров. Со звездами все сложнее и здесь обычно используют понятия светового года и парсеков.
Астрономическая единица — принятая в астрономии единица измерения объектов Солнечной системы и ближайших объектов Вселенной. Астрономическая единица составляет 149 598 100 км (+ — ~ 750 км), что примерно равно среднему расстоянию Земли от Солнца. Современные наблюдения зафиксировали постепенное увеличение значения на 15 см в год, что объясняется возможная потеря массы Солнцем из-за солнечного ветра.
Световой год — это расстояние, которое свет проходит за год, в метрах это 9 460 730 472 580 800. Действительно, свет звезд, которые мы видим в безоблачную ночь, был на нашей планете на протяжении многих столетий, и некоторые из них их больше не существует.
Парсек, также известный как «параллакс угловой секунды», — это расстояние, с которого средний радиус орбиты Земли (перпендикулярный лучу зрения) рассматривается под углом в одну угловую секунду. Проще говоря, парсек = 3,26 светового года.
примечательно, что в научно-популярной и научно-фантастической литературе принято использовать понятие светового года, а парсеки обычно используются только в профессиональной работе и исследованиях.
Ближайшая к нам звезда — Альфа Центавра, находящаяся на расстоянии 4,37 световых лет от Земли. Но до самой удаленной (по состоянию на декабрь 2012 г.) галактики от Земли до 13,3 миллиарда световых лет! Оказывается, когда погаснет солнце этой же галактики (известное под индексом UDFj-39546284), человечество узнает не скоро.
Расстояния в цифрах
- Меркурий — ближайшая к Солнцу планета, среднее расстояние от Солнца составляет 0,387 а.е e (58 миллионов км), а расстояние от Земли варьируется от 82 до 217 миллионов км. Меркурий движется вокруг Солнца по очень вытянутой эллиптической орбите, плоскость которой наклонена по отношению к плоскости эклиптики под углом 7°.
- Венера — вторая планета по удалению от Солнца, среднее расстояние от Солнца составляет 0,72 а.е. (108,2 миллиона километров). Средний радиус планеты 6051 км, масса 4,9 × 10 при мощности 24 кг (0,82 массы Земли), средняя плотность 5,24 г / см3.
- Земля — третья планета Солнечной системы от Солнца, среднее расстояние от Солнца — 1 а.е. (149,6 млн км), средний радиус — 6371,160 км (экваториальный 6378, 160 км, полярный 6356,777 км), масса — 6 на 10 в 24-й степени кг.
- Марс — четвертая планета от Солнца, среднее расстояние от Солнца 1,5 а.е. (227,9 млн километров). Минимальное расстояние от Марса до Земли — 55,75 млн км, максимальное — около 401 млн км.
- Юпитер — пятая от Солнца, а также самая большая планета Солнечной системы, среднее расстояние от Солнца — 5,2 а.е. (778 млн км), экваториальный радиус — 71,4 тыс. Км, полярный — примерно 67 тыс. Км, масса в 1,9 раза 10 в 27-й степени кг (317,8 массы Земли), средняя скорость обращения вокруг Солнца составляет 13,06 км / с.
- Сатурн — шестая планета от Солнца и вторая по величине планета Солнечной системы после Юпитера. Среднее расстояние Сатурна от Солнца — 9,54 а.е. (1,427 млрд км), средний экваториальный радиус около 60,3 тыс. Км, полярный около 54 тыс. Км, масса 5,68 на 10 в 26-й степени кг (95,1 массы Земли).
- Уран — седьмая планета в солнечной системе от Солнца. Планета была открыта в 1781 году английским астрономом Уильямом Гершелем и названа в честь греческого бога неба Урана. Среднее расстояние от Солнца — 19,18 а.е. (2871 млн км), средний радиус 25560 км, масса 8,69 раз 10 в 25-й степени (14,54 земных масс), средняя плотность 1,27 г / см3.
- Нептун — восьмая планета от Солнца и четвертая по величине планета. Нептун был открыт в Берлинской обсерватории 23 сентября 1846 года немецким астрономом Иоганном Галле на основе независимо сделанных предсказаний математика Джона Адамса в Англии и астронома Урбена Леверье во Франции. Среднее расстояние планеты Нептун от Солнца составляет 30,1 а.е. (4497 млн км), средний радиус около 25 тыс. Км, масса 1,02 на 10 в 26-й степени кг (17,2 массы Земли), плотность 1,64 г / см3.
- Плутон — в честь древнеримского бога подземного мира. В то время считалось, что его масса сравнима с массой Земли, но позже выяснилось, что масса Плутона почти в 500 раз меньше массы Земли, даже меньше массы Луны. Масса Плутона составляет 1,2 от 10 до 22 кг (0,22 массы Земли). Среднее расстояние Плутона от Солнца составляет 39,44 астрономических единиц. (5,9 на 10 до 12 градуса км), радиус примерно 1,65 тыс. Км.
Как измеряются расстояния до планет методом параллакса
К несчастью, планеты Солнечной системы находятся от Земли так далеко, что их смещение на фоне звездного неба при наблюдении из двух обсерваторий слишком мало, чтобы его можно было измерить с достаточной точностью при условиях, существовавших около 1600 г.
Ho в 1608 г. итальянский ученый Галилео Галилей (1564—1642) изобрел телескоп. Телескоп увеличивал не только видимые размеры небесных тел, но и малые смещения, связанные с параллаксом. Таким образом, смещение, слишком малое, чтобы его можно было заметить невооруженным глазом, легко измерялось с помощью телескопа.
В 1671 г. было произведено первое хорошее телескопическое измерение параллакса планеты. Одним из наблюдателей был Жан Рише (1630—1696), французский астроном, возглавлявший научную экспедицию во Французскую Гвиану. Вторым — французский астроном, итальянец по национальности, Джованни Доменико Кассини (1625—1712), остававшийся в Париже.
Одновременно, оба они наблюдали Марс и точно определили его положение относительно соседних звезд. Измерив, насколько различается это положение, и зная расстояние от Кайенны до Парижа, можно было вычислить расстояние до Марса в момент наблюдения.
Как только это расстояние было определено, кеплеровская модель получила масштаб и стало возможно вычислить все остальные расстояния внутри солнечной системы. В частности, Кассини вычислил, что Солнце находится от Земли на расстоянии 140 000 000 км. Это примерно на 10 миллионов километров меньше, чем на самом деле, но для первой попытки результат был превосходным, и его можно считать первым настоящим определением размеров солнечной системы.
На протяжении двух веков после смерти Кассини были произведены более точные измерения параллаксов планет.
В частности, проводились наблюдения над Венерой, когда она проходила между Землей и Солнцем и ее можно было наблюдать в виде крохотного черного пятнышка, движущегося поперек пылающего солнечного диска.
Такие прохождения имели место, например в 1761 и 1769 гг. Если внимательно наблюдать прохождение на разных обсерваториях, то момент, когда Венера коснется солнечного диска, момент, когда она его покинет, и продолжительность прохождения для разных обсерваторий окажутся различными Исходя из этой разницы и из расстояния между обсерваториями, можно вычислить параллакс Венеры, с его помощью — расстояние до нее, а отсюда и расстояние до Солнца.
В 1835 г. немецкий астроном Иоганн Франц Энке (1791—1865), используя данные о прохождении Венеры, вычислил, что расстояние до Солнца равно 152 300 000 км. Это расстояние было больше истинного, но только на 3 000 000 км.
Получить более точные значения было трудно из-за того, что Марс и Венера видны в телескоп как маленькие кружки, а это затрудняло установление точного положения планет. Особенно это касалось Венеры, так как она обладает плотной атмосферой, вызывающей оптические явления, которые мешают определить истинный момент ее соприкосновения с солнечным диском при прохождении.
Наиболее точно установить расстояние до Солнца методом параллакса, удалось только в 1931 году с помощью наблюдения крупных астероидов.
Расстояние до объектов за пределами Солнечной системы, методом параллакса можно измерить с «космических» дистанций – с разных точек орбиты нашей планеты, например
Стандартные свечи в астрономии
Есть звезды, яркость которых характеризуется уникальным соответствием определенному физическому параметру. По этой причине астрономы с хорошей точностью, используя закон обратных квадратов, определяют расстояние до звезд в зависимости от падения яркости. Чем меньше видимая величина такой звезды, тем дальше находится сама звезда. К таким объектам относятся, например, цефеиды и сверхновые типа Ia.
Цефеиды — это переменные звезды, яркость которых тесно связана с периодом пульсации. Измеряя яркость и период такой звезды, легко вычислить расстояние до нее. Цефеиды — очень яркие звезды. Современные телескопы могут определять цефеиды в других галактиках и таким образом определять расстояние от галактики.
Сверхновые типа Ia — это взрывы определенных типов звезд в узких двойных системах. Взрыв происходит, когда звезда достигает определенной критической массы и всегда имеет одинаковую яркость и спад яркости, что также позволяет рассчитать расстояние. Яркость сверхновых может быть сопоставима с яркостью всей галактики, поэтому с их помощью астрономы могут оценивать расстояния в очень больших космологических масштабах, порядка миллиардов парсеков.
Что обозначает слово «звезда»
Звезда – это небесное тело (материальный объект, естественным образом сформировавшийся в космическом пространстве), в котором идут термоядерные реакции. Термоядерная реакция – это разновидность ядерной реакции, при которой лёгкие атомные ядра объединяются в более тяжёлые за счет кинетической энергии их теплового движения.
Типичной звездой является наше Солнце
.
Проще говоря, звезды – это огромные светящиеся газовые (плазменные) шары. Они образуются в основном из водорода и гелия путем взаимодействия — гравитационного сжатия. Температура в глубине звезд огромна, она измеряется миллионами кельвинов. Если хотите, можете перевести эту температуру в градусы Цельсия, где °С = K−273,15. На поверхности она, конечно, ниже и составляет тысячи кельвинов.
Звезды – это главные тела Вселенной, потому что в именно в них заключена основная масса светящегося вещества в природе.
Невооруженным глазом мы можем видеть около 6000 звезд. Все эти видимые звезды (в том числе видимые при помощи телескопов) находятся в местной группе галактик (т.е. галактики Млечный Путь, Андромеды и Треугольника).
Ближе всех к Солнцу находится звезда Проксима Центавра. Она расположена в 4,2 светового года от центра Солнечной системы. Если это расстояние перевести в километры, то это будет 39 триллионов километров (3,9·10 13 км). Световой год равен расстоянию, проходимому светом за один год — 9 460 730 472 580 800 метрам (или 200000 км/сек.).
Далеко-далеко
Хотя когда-то считалось, что все звезды размещаются на одинаковом расстоянии от Земли, астрономы постепенно пришли к пониманию, что это маловероятно. Звезды распределены явно неравномерно. Теория тяготения, выдвинутая Исааком Ньютоном, предполагала, что, если звезды достаточно массивны, они притянулись бы друг к другу, как планеты притягиваются к Солнцу. Но, поскольку звезды не скученны, видимо, это тяготение недостаточно сильно. Следовательно, звезды располагаются очень далеко друг от друга. Рассуждая, таким образом, Ньютон стал одним из первых, кто понял, как далеки на самом деле звезды.
Астрономы искали способы определить расстояние до той или иной звезды. Один из методов основан на яркости: если яркость звезды сравнима с солнечной, она должна уменьшаться с квадратом расстояния. Исходя из этого допущения голландский физик Кристиан Гюйгенс (1629-1695) вычислил расстояние до самой яркой звезды в ночном небе — Сириуса. Он подобрал размер маленькой дырочки в экране так, чтобы сквозь нее проходило количество солнечного света, равное количеству света от звезды. Рассчитав размер дырочки относительно размера Солнца, он сделал вывод, что Сириус должен быть в десятки тысяч раз дальше. Позднее Ньютон поместил Сириус на расстояние в миллион раз большее, чем Солнце, сопоставив его с яркостью Сатурна. Ньютон почти угадал: Сириус лежит примерно на половине этого расстояния. Так открылась необъятность межзвездного пространства.
Парсеки
Измерения звездного параллакса часто определяются как разница расположения звезды при наблюдении с Земли и с Солнца. Это угол, под которым был бы виден средний радиус земной орбиты из центра масс звезды. Парсек (3,26 световых года) определяется как расстояние, для которого этот параллакс составляет одну угловую секунду.
Определение расстояний до звезд и планет
Вступление…………………………………………………………………… 3
Определение расстояний до космических объектов. 3
Определение расстояний до планет…………………………………………………… 4
Определение расстояний до ближайших звезд…………………………………. 4
Метод параллакса.………………………………………………………………………………… 4
Фотометрический метод определения расстояний.……………………………. 6
Определение расстояния по относительным
скоростям.……………………. 7
Цефеиды.………………………………………………………………………………………………. 8
Список литературы…………………………………………………… 9
Вступление.
Наши знания о Вселенной тесно связаны со способностью
человека определять расстояния в пространстве. С незапамятных времен вопрос «как
далеко?» играл первостепенную роль для астронома в его попытках познать
свойства Вселенной, в которой он живет. Но как бы ни было велико стремление
человека к познанию, оно не могло быть осуществлено до тех пор, пока в
распоряжении людей не оказались высокочувствительные и совершенные инструменты.
Таким образом, хотя на протяжении веков представления о физическом мире
непрерывно развивались, завесы, скрывавшие верстовые столбы пространства,
оставались нетронутыми. Во все века философы и астрономы размышляли о
космических расстояниях и усердно искали способы их измерения. Но все было
напрасно, так как необходимые для этого инструменты не могли быть изготовлены.
И, наконец, после того как телескопы уже в течение многих лет использовались
астрономами и первые гении посвятили свой талант изучению богатств, добытых
этими телескопами, настало время союза точной механики и совершенной оптики,
который позволил создать инструмент, способный разрешить проблему расстояний.
Барьеры были устранены, и многие астрономы объединили свои знания, мастерство и
интуицию с целью определить те колоссальные расстояния, которые отделяют от нас
звездные миры.
В 1838 году три астронома (в разных частях света)
успешно измерили расстояния до некоторых звезд. Фридрих Вильгельм Бессель в
Германии определил расстояние до звезды Лебедь 61. Выдающийся русский астроном
Василий Струве установил расстояние до звезды Веги. На мысе Доброй Надежды в
Южной Африке Томас Гендерсон измерил расстояние до ближайшей к Солнцу звезды –
альфа Центавра. Во всех названных случаях астрономы измеряли невообразимо малое
угловое расстояние, чтобы определить так называемый параллакс. Их успех был
обусловлен тем, что звезды, до которых они измеряли расстояния, находились
относительно близко к Земле.
Определение расстояний до космических объектов.
В астрономии нет единого универсального способа
определения расстояний. По мере перехода от близких небесных тел к более
далеким одни методы определения расстояний сменяют другие, служащие, как правило,
основой для последующих. Точность оценки расстояний ограничивается либо
точностью самого грубого из методов, либо точностью измерения астрономической
единицы длины (а. е.), величина которой по радиолокационным измерениям известна
со среднеквадратичной погрешностью 0,9 км. и равна 149597867,9 ± 0,9 км. С учетом различных изменений а. е.
Международный астрономический союз принял в 1976 году значение 1 а. е. =
149597870 ± 2 км.