100kitov.ru

Интересные факты — события, биографии людей, психология
0 просмотров
Рейтинг статьи
1 звезда2 звезды3 звезды4 звезды5 звезд
Загрузка...

Как астрономы определяют расстояние до звезд и галактик?

Откуда нам известно расстояние до звезд и как их измеряют

Мы знаем, что ближе всех звезд к Земле находится Солнце. Если говорить об объектах за пределами Солнечной системы, то на первом месте по приближенности среди звезд стоит Проксима Центавра и система Альфа Центавра. Но как мы это узнали?

Первые люди не особо интересовались звездами, так как считали космическое пространство статичным куполом, где небесные светила намертво прикреплены над Землей. Но затем древние мудрецы догадались, что мир намного сложнее, чем казалось изначально.

Например, астроном из Древней Греции Аристарх Самосский в III веке до н.э. постарался определить удаленность Солнца. Он посчитал, что звезда должна располагаться в 20 раз дальше Луны (современный показатель в 20 раз больше). Более современные цифры предоставил астроном Жак Доминик Кассини в 1672 году, использовав момент противостояния Марса (140 млн. км).

Визуализация метода параллакса

Визуализация метода параллакса

Долгое время ученым приходилось пользоваться движением Венеры, чтобы понять параметры Солнечной системы. Так возникли крупные международные проекты, где ученые со всего мира объединяли наблюдения и выводили дистанции к космическим объектам. Но как же исследователи измеряют эти расстояния?

Самым простым и первым методом стал параллакс (триангуляция). Вы можете не знать о нем, но постоянно наблюдаете эффект в обычной жизни. Вспомните, как ехали в машине, поезде или маршрутке. Вы могли заметить, с какой быстрой скоростью мелькают приближенные предметы (вроде столбов и людей) на фоне более удаленных (горы, облака и т.д.). Вывод простой: параллактическое смещение для близких объектов намного значительнее и примечательнее.

Параллакс рассчитывается в виде уравнения. Вам потребуется база (измерение двух углов и одного расстояния) и знания по тригонометрии, чтобы вычислить длину одного из катетов в прямоугольном треугольнике. Чем длиннее база, тем более весомыми станут параллактические смещения и углы.

При переходе из одного конца базы в другой меняется видимое направление на точку. Сдвиг объекта на фоне далеких небесных тел называют параллактическим смещением. Что земной наблюдатель возьмет в качестве базы? Это диаметр земной орбиты вокруг Солнца.

Сложнее всего было применить параллакс к более удаленным звездам. Прорыв случился лишь в XIX веке, когда угломерные приборы стали достаточно точными. Удача улыбнулась Василию Струве, который в 1837 году впервые опубликовал значение параллакса звезды Вега – 0.12 угловой секунды. Дальше последовали наблюдения от Фридриха Бесселя для звезды 61 Лебедя – 0.3’’.

Расстояния в методе параллакса для других звезд стали измерять в парсеках (1 парсек = 3.26 световых года). Это стартовая точка отсчета, где именно с такого расстояния радиус орбиты нашей планеты просматривается под углом в 1 секунду. Если хотите вычислить дистанцию к звезде в парсеках, то используйте простую формулу, в которой 1 делится на звездный параллакс в секундах.

Метод прекрасно срабатывает, если измеряете дистанции не дальше 100 парсек (метод параллакса сталкивается с барьером в виде земной атмосферы). Но ведь Вселенная бесконечна. Как увидеть более далекие объекты? Здесь выручают фотометрические методы, появившиеся с развитием фотографии, и переменные звезды (цефеиды). Первой добиться успеха удалось астроному Генриетте Левитт. Она изучала звездный блеск на фотометрических пластинках, используя цефеиды на территории Малого Магелланова Облака. Ей удалось понять, что с яркостью звезды увеличивается и период колебания блеска.

Читайте так же:
Как растят и сортируют голландские тюльпаны

Благодаря яркости и видимости цефеид можно отследить объекты рядом с ними. Если вспомнить о связи периодичности и яркости, то в виде цефеид получим полезный инструмент для расчетов масштабов Вселенной.

Благодаря яркости и видимости цефеид можно отследить объекты рядом с ними. Если вспомнить о связи периодичности и яркости, то в виде цефеид получим полезный инструмент для расчетов масштабов Вселенной.

Но измерить дистанцию к ближайшей цефеиде сложно, так как она отдалена на 130 парсек. Поэтому возникла схема «лестницы расстояния», где промежуточным этапом стали рассеянные скопления звезд, где звездные объекты характеризуются общим временем формирования. Составление графика с показателем температуры и яркости привел к выведению линии главной последовательности. Все звезды в скоплении отдалены от Земли почти на единую дистанцию, поэтому их видимый блеск позволил вычислить меру светимости.

Нужно было определить точную дистанцию хотя бы к одному скоплению, чтобы сделать «подгонку главной последовательности». В этом помогли Плеяды и Гиады. После этого уже провели лестницу к ближайшим цефеидам.

Плеяды – открытое скопление, вмещающее 3000 звезд и удаленное на 400 световых лет (120 парсеков). Среди имен: Семь Сестер, NGC 1432/35 и M45.

Плеяды – открытое скопление, вмещающее 3000 звезд и удаленное на 400 световых лет (120 парсеков). Среди имен: Семь Сестер, NGC 1432/35 и M45.

Точность измерения повышается, если вы наблюдаете за звездами не с Земли, а хотя бы на орбите. Поэтому в 1989 году стартовал спутник Hipparcos, с помощью которого умели представить астрономический каталог из 120 звезд с годичными параллаксами.

Если хотите продвинуться еще дальше, то не обойтись без красного смещения. Возникновению метода обязаны астроному Весто Слайферу, который при исследовании галактических спектров заметил, что многие линии смещены в красную сторону по отношению к наблюдателю. Далее за развитие темы взялся Эдвин Хаббл, который вывел постоянную Хаббла и понял, что галактики удаляются (скорость удаления пропорциональна дистанции к галактике), а Вселенная расширяется.

В современном мире именно метод красного смещения позволяет определить дистанции к далеким галактикам. Конечно, не будем забывать о том, что сейчас ученые располагают более продвинутыми технологиями наблюдения и спутниками на орбите, так что дистанции к звездам все время уточняются. Например, последняя миссия Gaia должна точно измерить параллакс, собственную и радиальную скорость для 1 млрд. звезд.

Как определяют расстояние до звезд: методы и формулы

Расстояния до удаленных небесных объектов, например, звезд, недоступны для прямого измерения. Их вычисляют, опираясь на измеряемые параметры этих объектов, такие как блеск звезды или периодическое изменение ее координат. В настоящее время разработано несколько методов вычисления звездных расстояний, и каждый из них имеет свои границы применимости. Рассмотрим подробнее, как ученые определяют расстояние до звезд.

Использование параллакса

Параллаксом называют смещение наблюдаемого объекта относительно удаленного фона при изменении положения наблюдателя. Зная расстояние между точками наблюдения (базис параллакса) и величину углового смещения объекта, несложно рассчитать расстояние до него. Чем меньше величина смещения, тем дальше находится объект. Межзвездные расстояния огромны, и, чтобы увеличить угол, используют максимально большой базис – для этого измеряют положение звезды в противоположных точках земной орбиты. Этот метод называется звездным годичным параллаксом.

Теперь легко понять, как измеряют расстояние до звезд методом годичного параллакса. Оно вычисляется как одна из сторон треугольника, образованного наблюдателем, Солнцем и удаленной звездой, и равно r = a/sin p, где: r – расстояние до звезды, а – расстояние от Земли до Солнца и p – годичный параллакс звезды. Поскольку параллаксы всех звезд меньше 1 угловой секунды (1’’), синус малого угла можно заменить величиной самого угла в радианной мере: sin p ≈ p’’/206265. Тогда получаем: r = a∙206265/p’’, или, в астрономических единицах, r = 206265/p’’.

Читайте так же:
15 способов стать здоровее — познаем по порядку

Годичный звездный параллакс

Единицы межзвездных расстояний

Понятно, что полученная формула неудобна, как и выражение колоссальных расстояний в километрах или астрономических единицах. Поэтому в качестве общепринятой единицы в звездной астрономии принят парсек («параллакс-секунда»; сокращенно – пк). Это расстояние до звезды, годичный параллакс которой равен 1 секунде. В этом случае формула принимает простой и удобный вид: r = 1/p пк.

Один парсек равен 206265 астрономических единиц или приблизительно 30,8 триллионов километров. В популярной литературе и статьях часто используется такая единица, как световой год – расстояние, которое за год проходят в вакууме электромагнитные волны, не испытывая влияния гравитационных полей. Один световой год равен около 9,5 триллиона километров, или 0,3 парсека. Соответственно, один парсек составляет приблизительно 3,26 светового года.

Точность параллактического метода

Точность измерения параллакса в наземных условиях в настоящее время позволяет определение расстояний до звезд не более 200 парсек. Дальнейшее повышение точности достигается путем наблюдений с использованием космических телескопов.

Спутник "Гайя"

Так, европейский спутник «Гиппарх» (HIPPARCOS, был запущен в 1989 году) позволил, во-первых, увеличить это расстояние до 1000 пк, а во-вторых, существенно уточнить уже известные звездные расстояния. Европейский же спутник «Гайя», или «Гея» (Gaia, запущен в 2013 году), повысил точность измерений еще в на два порядка. С помощью данных «Гайя» астрономы как определяют расстояние до звезд в радиусе 40 килопарсек, так и надеются открыть новые экзопланеты. Космический телескоп им. Хаббла достигает сопоставимой с «Гайя» точности. Вероятно, она близка к предельной для оптических измерений.

Несмотря на это ограничение, тригонометрический годичный параллакс служит калибровочной основой для других методов определения расстояний до звезд.

Фотометрия. Понятие звездной величины

Фотометрия в астрономии занимается измерением интенсивности испускаемого небесным объектом электромагнитного излучения, в том числе и в оптическом диапазоне. На основе фотометрических параметров различными методами определяют расстояние как до звезд, так и до иных удаленных объектов, например, галактик. Одним из основных понятий, используемых в фотометрических методах, является звездная величина, или блеск (обозначается индексом m ).

Видимая, или относительная (для оптического диапазона — визуальная) звездная величина измеряется непосредственно по яркости звезды и имеет шкалу, в которой возрастание величины характеризует падение яркости (так сложилось исторически). Например, Солнце имеет видимую звездную величину –26,7 m , Сириус имеет величину –1,46 m , а ближайшая к Солнцу звезда Проксима Центавра – величину +11,05 m .

Проксима Центавра (отмечена кружком)

Абсолютная звездная величина – вычисляемый параметр. Он соответствует видимой звездной величине звезды, если бы эта звезда находилась на расстоянии 10 пк. Этот параметр связывает блеск объекта с расстоянием до него. У приведенных в качестве примера звезд абсолютная величина составляет: у Солнца +4,8 m , у Сириуса +1,4 m , у Проксимы +15,5 m . Расстояние этих звезд соответственно 0,000005, 2,64 и 1,30 парсека. Они различаются по очень важному астрофизическому параметру – светимости.

Спектры и светимость звезд

Астрономы называют светимостью L полную энергию, излучаемую звездой (либо другим объектом) в единицу времени, то есть мощность звезды. Светимость может быть выражена через абсолютную звездную величину, однако, в отличие от нее, не зависит от расстояния.

Читайте так же:
9 типов мышечных зажимов, напрямую связанных с нашими эмоциями: освещаем по пунктам

По спектру излучения, отражающему в первую очередь температуру (от нее зависит цвет), звезды подразделяются на несколько спектральных классов. Звезды одного спектрального класса характеризуются, как правило, одинаковой светимостью (здесь есть исключения, но они выявляются по особенностям спектра). Зависимость «спектр – светимость» (или «цвет – звездная величина») отображена на так называемой Диаграмме Герцшпрунга – Рассела.

Диаграмма Герцшпрунга - Рассела

Эта диаграмма дает возможность по спектральным классам звезд оценивать их абсолютные величины. А поскольку абсолютная величина связана несложным соотношением с расстоянием и с видимой, наблюдаемой величиной, далее нам уже ясно, как определяют расстояние до звезд. Формула имеет следующий вид: lg r = 0,2(m – M)+1. Здесь r – расстояние, m – видимая звездная величина и M – абсолютная величина. Точность такого метода невелика, но позволяет сделать оценку расстояния.

Стандартные свечи в астрономии

Существуют звезды, светимость которых характеризуется однозначным соответствием определенному физическому параметру. Благодаря этому астрономы с хорошей точностью по закону обратных квадратов определяют расстояние до звезд как функцию падения блеска. Чем меньше видимая величина такой звезды, тем дальше расположена сама звезда. К подобным объектам относятся, например, цефеиды и сверхновые типа Ia.

Цефеиды – переменные звезды, светимость которых строго связана с периодом пульсаций. Измерив блеск и период такой звезды, легко вычислить расстояние до нее. Цефеиды – очень яркие звезды. Современные телескопы способны разрешать цефеиды в других галактиках и таким образом установить расстояние до галактики.

Цефеида в галактике Андромеды

Сверхновые типа Ia представляют собой взрывы определенного типа звезд в тесных двойных системах. Взрыв происходит при достижении звездой некоторого критического значения массы и всегда имеет одинаковую светимость и характер спада блеска, что также позволяет вычислить расстояние. Яркость сверхновых бывает сопоставима с яркостью целой галактики, поэтому с их помощью астрономы могут оценивать расстояния на очень больших, космологических масштабах – порядка миллиардов парсек.

Дальше всех

О самой близкой к нам звезде – Проксиме Центавра – знают многие. А вот какая из известных ныне звезд расположена дальше всех?

Самая дальняя звезда, принадлежащая к нашей Галактике, обнаружена не так давно. Она находится за пределами спирального диска Млечного Пути, на внешней границе галактического гало, на расстоянии около 122 700 пк, или 400 000 световых лет, в созвездии Весов. Это красный гигант 18-звездной величины. Конечно, известны и более далекие звезды, однако трудно установить точно их принадлежность к нашей Галактике.

Самая дальняя звезда LS1

Ну, а какая звезда из всех известных во Вселенной наиболее удалена от нас? Она имеет романтическое имя MACS J1149+2223 Lensed Star-1, или просто LS1, и расположена в 9 миллиардах световых лет. Ее обнаружение – это астрономическая удача, поскольку увидеть звезду на таком расстоянии оказалось возможно лишь благодаря событию гравитационного микролинзирования в далекой галактике, в свою очередь линзируемой более близким скоплением галактик. При этом использовался иной метод вычисления расстояния – по космологическому красному смещению. Этим способом определяют расстояния до самых удаленных объектов Вселенной, которые невозможно разрешить на отдельные звезды. И LS1 – один из самых удивительных и красивых примеров того, как определяют расстояния до звезд астрономы.

Читайте так же:
Впервые на Юпитере замерили стратосферные ветры

АСТРОновости

Новости о самых интересных астрономических исследованиях и открытиях

Как измеряют расстояния до планет, звезд и галактик?

Как измеряют расстояния до планет, звезд и галактик?Определение расстояния в астрономии зависит обычно от того, насколько далеко находится небесное тело. Некоторые методы можно применять лишь для относительно близких объектов, например, соседних с нами планет. Другие — для более удаленных, таких как звёзды или даже галактики. Однако эти способы, как правило, менее точны.

Как определить расстояние до объекта в космосе

Способ определения расстояния до соседних планет

В Солнечной системе это относительно просто: движение планет здесь рассчитывается по законам Кеплера, и можно вычислить удаленность близлежащих планет и астероидов с помощью радиолокационных измерений. Таким путём устанавливать расстояние весьма легко.

Как измеряют расстояния до планет, звезд и галактик?

Внутри Солнечной системы действуют законы Кеплера

Как измеряют расстояние до звезд

Для относительно близких к нам звезд можно определять так называемый параллакс. При этом необходимо наблюдать, как изменяется положение звезды в результате обращения Земли вокруг нашего светила относительно звезд, гораздо более удаленных от нас. В зависимости от точности измерения возможно довольно точное и прямое определение расстояние.

Как измеряют расстояния до планет, звезд и галактик?

Вычисление расстояний по параллаксу звезд

Если это не подходит, можно попытаться определить тип звезды по спектру, чтобы по истинной яркости сделать вывод об удаленности. Это уже косвенный метод, так как нужно делать о звезде определенные предположения.

Как измеряют расстояния до планет, звезд и галактик?

Измерение расстояний по спектру звезд

Если невозможно применить и этот метод, то ученые пытаются обойтись»шкалой расстояний». При этом ищут звезды, яркость которых точно известна по наблюдениям в нашей Галактике. Такие объекты называются «стандартные свечи». Ими служат, например, звезды-цефеиды, чьи яркость периодически изменяется. Согласно теории, скорость этих изменений зависит от максимальной яркости звезды.

Как измеряют расстояния до планет, звезд и галактик?

Вычисление расстояний по цефеидам

Если такие цефеиды обнаруживают в другой галактике и можно наблюдать, как меняется яркость звезды, то определяется её максимальная яркость, а затем расстояние от нас. Другим примером стандартной свечи служит определенный вид взрыва сверхновой, у которой, как считают астрономы, всегда одинаковая максимальная яркость.

Как измеряют расстояния до планет, звезд и галактик?

Стандартной свечой может быть взрыв сверхновой

Тем не менее, даже этот метод имеет свои ограничения. Тогда астрономы используют красное смещение в спектрах галактик.

Как измеряют расстояния до планет, звезд и галактик?

Увеличение длины волны света, исходящего из галактики, придает ему на спектре более красный цвет, названный красным смещением

Исходя из него, может быть рассчитана скорость удаления галактики, которая непосредственно связана — согласно закону Хаббла — с расстоянием до этой галактики от Земли.

Как измеряется расстояние до Луны и других небесных тел?

Планеты и звезды выглядят как маленькие светящиеся точки с Земли. Люди не могут определить расстояние до небесных тел, просто посмотрев в небо невооруженным глазом. Хорошо, что астрономы придумали способы измерения расстояний от своих наблюдательных станций.

В те далекие времена люди думали, что Земля — это центр Вселенной, где все вокруг нее вращается. Птолемей Александрийский разработал эту модель, которую он назвал геоцентрической теорией. В конце 1600-х годов родилась идея, противостоящая геоцентрической теории. Это была гелиоцентрическая модель Николая Коперника. Она утверждает, что Солнце находится в центральной точке, а Земля и другие небесные тела вращаются вокруг него. Другие известные ученые, такие как Галилео Галилей и Иоганн Кеплер, подкрепили идею Коперника тщательными наблюдениями и математическими формулами, сделав ее наиболее приемлемой космической теорией до сегодняшнего дня.

Читайте так же:
Если отказаться от соли — рассматриваем развернуто

Гелиоцентрическая теория привела к прогрессу и точности в изобретении и использовании астрономических инструментов. В настоящее время мир лучше понимает, насколько велико космическое пространство и его неизведанные области. Одно можно сказать наверняка, наша планета и все вокруг нее непрерывно движется. Иоганн Кеплер впервые заметил это и сделал вывод о том, как далеко одна планета находится от другой.

Иоганн Кеплер — немецкий астроном и математик, наиболее известный своими разработками трех законов движения планет. Вот эти законы: 1.) Планеты движутся по эллиптическим орбитам. 2.) Планеты движутся с разной скоростью, вращаясь вокруг Солнца. 3.) Планеты совершают оборот вокруг Солнца, в зависимости от их расстояний и радиуса орбиты.

Кеплер обнаружил, что чем ближе планета от Солнца, тем быстрее она может завершить свой оборот по орбите. Это позволило ему оценить расстояния до планет. Например, он знал, что Марис ближе к Солнцу, чем Сатурн, потому что Марс может завершить свою солнечную орбиту менее чем за два года, в то время как последний занимает около 29 лет. В то время Кеплер не мог рассчитать их фактические расстояния, но понимал, что Марс и Сатурн были в 1,5 и в десять раз дальше от Солнца, чем Земля, соответственно.

Галактика Млечный Путь, по оценкам, находится на расстоянии 100 000 световых лет от Земли

Измерение параллакса

Первым астрономом, который тщательно измерил расстояния до небесных тел, был Джованни Доменико Кассини. Кассини использовал метод параллакса, чтобы измерить, как далеко Марс был от Земли в 1672 году.

Чтобы понять, что такое параллакс, попробуйте поднять большой палец вверх на расстоянии вытянутой руки и посмотреть на него только правым глазом. Сделайте то же самое с противоположным глазом. Заметили ли вы, что при взгляде каждым глазом большой палец находится на разном расстоянии? Это потому, что наши глаза были разделены на несколько сантиметров. Из-за этого большой палец как бы смещается вперед и назад. Расстояние, на которое, как кажется, перемещается большой палец, является параллаксом.

По определению, параллакс — это разница в направлении небесного объекта, когда наблюдатель смотрит на него с двух разных точек. Измерение параллакса напрямую определяет расстояние от небесного тела до Земли (геоцентрический параллакс) и Солнца (гелиоцентрический параллакс).

Две различные точки наблюдателя и фактическое положение объектов образуют треугольник. Когда базовая линия этого воображаемого треугольника вычислена, можно решить вопрос о небесном расстоянии. Например, группа астрономов будет наблюдать Луну из Москвы, а другая группа — из Санкт‑Петербурга. Использование наблюдений с Земли, разделенных тысячами километров, позволяет определить расстояния до близлежащих небесных объектов.

Чтобы определить расстояние до объекта, находящегося гораздо дальше планет, астрономы наблюдают его из разных точек солнечной орбиты Земли. Они измеряют положение небесного тела с Земли с разницей в несколько месяцев. Это разделяет «два глаза» ученого на сотни миллионов километров. Чем больше разделение, тем точнее будет измерение параллакса по отношению к гораздо более далеким объектам.

голоса
Рейтинг статьи
Ссылка на основную публикацию