Расстояние до звёзд: в чём измеряется, способы определения

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

Спектры и светимость звезд

Астрономы называют светимость L полной энергией, излучаемой звездой (или другим объектом) за единицу времени, то есть мощностью звезды. Яркость можно выразить через абсолютную звездную величину, однако, в отличие от нее, она не зависит от расстояния.

По спектру излучения, который в основном отражает температуру (от нее зависит цвет), звезды делятся на разные спектральные классы. Звезды одного спектрального класса, как правило, характеризуются одинаковой яркостью (есть исключения, но они выявляются характеристиками спектра). Зависимость «спектр — яркость» (или «цвет — величина») отображается на так называемой диаграмме Герцшпрунга — Рассела.

Эта диаграмма позволяет оценить их абсолютные величины на основе спектральных классов звезд. А поскольку абсолютная величина связана простой связью с расстоянием и с видимой, наблюдаемой величиной, то нам уже ясно, как определяется расстояние до звезд. Формула имеет следующий вид: lg r = 0,2 (m — M) +1. Здесь r — расстояние, m — видимая звездная величина, а M — абсолютная звездная величина. Точность этого метода невысока, но он позволяет оценить расстояние.

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.

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.

«Звезды -двойники»

Астрономы из Великобритании разработали очень простую и гениальную методику измерения расстояний между звездами и Землей, которая позволяет определять расстояние от нашей планеты до любой звезды в Млечном Пути по ее «близнецу», имеющему такой же размер и спектр.

Британские астрономы создали новый метод измерения расстояний в космосе, который позволяет очень точно рассчитать расстояние от Земли до далеких звезд с помощью ее «близнеца», имеющего такие же размеры и спектр, говорится в статье, опубликованной в «Ежемесячно». Уведомления Королевского астрономического общества.

«Наша идея очень проста, удивительно, что до нее никто не додумался. Чем дальше от нас находится звезда, тем слабее она будет казаться нам на ночном небе. Если эта звезда и какая-то другая звезда имеют абсолютно идентичный спектр, то мы можем использовать разницу в яркости между ними, чтобы вычислить расстояние до одной из них, зная расстояние до другой звезды », — объясняет Джофре Пфайль из Кембриджского университета.

Как объясняют Пфейл и его коллеги, сегодня астрономы рассчитывают расстояние до далеких звезд, используя так называемый параллакс: насколько интересующая звезда перемещается относительно объектов позади нее, когда Земля вращается вокруг Солнца и движется по орбите.

Этот метод очень точен, но он работает только для относительно близких к нам светил, находящихся на расстоянии около 1-2 тысяч световых лет от Земли. По этой причине астрономы знают только точное расстояние на 100000 из 100 миллиардов звезд Млечного Пути.

расстояния до более далеких звезд можно измерить, но все существующие методы, по словам Пфейла, основаны на различных статистических моделях и предположениях о температуре или химическом составе звезды, которые могут вносить значительные искажения в измерения.

Пытаясь уменьшить эти возможные ошибки и разброс значений, группа Пфейля наткнулась на революционную и в то же время простую идею: найти спектральных «двойников» звезд среди тех, чей параллакс был точно измерен, и измерить расстояние от них на разница в их яркости.

Ученые проверили эффективность своей техники на 175 парах светил с одинаковым спектром, одна из которых находилась на большом расстоянии от Земли, а вторая — в пределах 1-2 тысяч световых лет. Расстояния, рассчитанные от более далеких «близнецов», практически полностью совпали с результатами других методов, которые подтвердили возможность использования этой методики для определения расстояний до далеких звезд.

В ближайшем будущем Пфейл и его коллеги планируют составить каталог пар звезд-близнецов, а также попытаются вычислить точный размер Галактики от одного края до другого.

Дальше всех

Многим известна ближайшая к нам звезда: Проксима Центавра. Но какая из известных на данный момент звезд находится дальше всего?

Самая далекая звезда, принадлежащая нашей Галактике, была открыта не так давно. Он расположен за пределами спирального диска Млечного Пути, на внешнем крае галактического гало, на расстоянии примерно 122 700 пк, или 400 000 световых лет, в созвездии Весов. Это красный гигант 18-й величины. Конечно, известны и более далекие звезды, но точно установить их принадлежность к нашей Галактике сложно.

Ну а какая звезда из всех известных во Вселенной дальше всего от нас? Она носит романтическое название MACS J1149 + 2223 Lensed Star-1, или просто LS1, и находится на расстоянии 9 миллиардов световых лет от нас. Его открытие является астрономическим успехом, поскольку было обнаружено, что увидеть звезду на таком расстоянии можно только из-за события гравитационных микролинз в далекой галактике, которая, в свою очередь, освещается более близким скоплением галактик. При этом для расчета расстояния использовался другой метод — по космологическому красному смещению. Таким образом определяются расстояния до самых далеких объектов Вселенной, которые не могут быть разделены на отдельные звезды. А LS1 — один из самых ярких и красивых примеров астрономов, определяющих расстояния до звезд.

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.

(Галактика UDFj-39546284 — самая удаленная от Земли галактика (13,3 миллиарда световых лет от Земли), на снимке, сделанном телескопом Хаббла, она выглядит как красная точка)

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.

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.

Методы исследования расстояний между звездами?

Метод лазерной локации и радиолокации

Эти два современных метода используются для определения точного расстояния до объекта в Солнечной системе. Производится он следующим образом. С помощью мощного радиопередатчика на наблюдаемый объект посылается направленный радиосигнал. Впоследствии тело отклоняет полученный сигнал и возвращается на Землю. Время, необходимое сигналу для пересечения пути, определяет расстояние до объекта. Точность радара составляет несколько километров. В случае лазерного луча, вместо радиосигнала, лазер посылает луч света, который позволяет аналогичным расчетам определять расстояние до объекта. Точность лазерного луча достигается до долей сантиметра.

Метод тригонометрического параллакса

Самым простым методом измерения расстояния до удаленных пространственных объектов является метод тригонометрического параллакса. Он основан на школьной геометрии и заключается в следующем. Рисуем отрезок (основание) между двумя точками на земной поверхности. Мы выбираем объект в небе, расстояние, на котором мы собираемся измерить, и определяем его как вершину получившегося треугольника. Далее мы измеряем углы между основанием и прямыми линиями, проведенными от выбранных точек к телу на небе. А зная сторону и два соседних угла треугольника, можно найти все остальные его элементы.

Ширина выбранной базы определяет точность измерения. Ведь если звезда находится на очень большом расстоянии от нас, измеренные углы будут практически перпендикулярны основанию, и погрешность их измерения может существенно повлиять на точность расчетного расстояния до объекта. Поэтому за основу следует выбирать самые далекие точки на Земле. Изначально базой служил радиус Земли. То есть наблюдатели находились в разных точках земного шара и измеряли указанные выше углы, а угол, противоположный базовой линии, был назван горизонтальным параллаксом. Однако позже стали брать за основу большее расстояние — средний радиус орбиты Земли (астрономическая единица), что позволяло измерять расстояние до более далеких объектов. В этом случае угол, противоположный базовой линии, называется годовым параллаксом.

Этот метод не очень практичен для поиска с Земли из-за того, что невозможно определить годовой параллакс объектов, находящихся на расстоянии более 100 парсеков из-за интерференции атмосферы Земли.

Однако в 1989 году Европейское космическое агентство запустило космический телескоп Hipparcos, который позволил определять звезды на расстоянии до 1000 парсеков. Благодаря полученным данным, ученые смогли составить трехмерную карту распределения этих звезд вокруг Солнца. В 2013 году ЕКА запустило свой следующий спутник, Gaia, точность измерений которого в 100 раз выше наблюдать за всеми звездами Млечного Пути. Если бы человеческие глаза обладали точностью телескопа Gaia, то мы могли бы видеть диаметр человеческого волоса с расстояния 2000 км.

Метод стандартных свечей

Стандартный метод свечи используется для определения расстояний до звезд в других галактиках и расстояний до этих же галактик. Как вы знаете, чем дальше источник света находится от наблюдателя, тем слабее он кажется наблюдателю. Таким образом, освещенность лампочки на расстоянии 2м будет в 4 раза меньше, чем на расстоянии 1м. Это принцип, согласно которому расстояние до объектов измеряется стандартным свечным методом. Таким образом, проводя аналогию между лампочкой и звездой, можно сравнить расстояния до источников света с известной мощностью.

Объекты, яркость которых (аналогичная мощности источника) известна, используются в астрономии как стандартные свечи. Это может быть любой тип звезды. Чтобы определить его яркость, астрономы измеряют температуру поверхности на основе частоты ее электромагнитного излучения. Итак, зная температуру, которая позволяет определить спектральный класс звезды, узнать ее яркость с помощью диаграммы Герцшпрунга-Рассела. Затем, имея значения яркости и измерив яркость (видимую звездную величину) звезды, вы можете рассчитать расстояние до нее. Такая стандартная свеча позволяет получить общее представление о расстоянии от галактики, в которой она находится.

Однако этот метод довольно трудоемок и не отличается высокой точностью. Поэтому астрономам удобнее использовать космические тела с уникальными характеристиками, яркость которых изначально известна, например стандартные свечи.

Красные смещения

Более «дальнобойный» метод. Измеряя красное смещение, вы можете определить расстояния до самых дальних уголков Вселенной.

Все мы знакомы с обычным спектром солнечного света, который выглядит как обычная радуга — цвета варьируются от красного до синего. Каждый химический элемент имеет свой спектр излучения в виде таких линий. И для каждого из них записывается положение этих строк. Измеряя спектры различных звезд, в которых присутствует большое количество элементов, можно увидеть, что их линии, кажется, смещаются к красной стороне спектра. То есть длина волны увеличивается, и это приводит к снижению энергии. Поэтому метод называется «красное смещение».

Эдвин Хаббл, от имени которого получил свое название знаменитый космический телескоп, смог получить общую картину и показал, сравнив спектры галактик с их расстояниями, что скорость удаления галактики пропорциональна расстоянию от нее.

Формирование космологического красного смещения можно представить следующим образом: рассмотрим свет — электромагнитную волну от далекой галактики. Когда свет летит в космос, пространство расширяется. Волна также расширяется вместе с ней. В результате изменяется и длина волны. Если во время полета света пространство расширилось дважды, длина волны также удвоится.

Сам Хаббл благодаря красному смещению продемонстрировал расширение Вселенной. Следовательно, чем больше человечество ждет межзвездных путешествий, тем дальше ему придется лететь в будущем.

Расстояние до планет

Но расстояние от Солнца (астрономическая единица — это расстояние от звезды) относительно того, где находится ближайшая инопланетная звезда, слишком мало для измерения космического пространства, особенно глубокого космоса. Поэтому появились такие понятия, как парсек (pc) и скорость луча света.

Звездное небо

Их можно использовать для тех объектов, которые невозможно увидеть невооруженным глазом. И вряд ли световой год позволит представить, например, сколько времени потребуется космическому кораблю, чтобы долететь даже до ближайшей галактики.

Самое простое решение было дано задаче определения расстояний во Вселенной, где находится человек или Солнечная система. Теперь каждый студент может написать доклад на эту тему или сделать презентацию. При этом особо задумываться о том, откуда взялись эти формулы и как определялось расстояние до спутника Земли и различных объектов, он не будет.

Определение расстояний по формуле

Третий закон великого астронома Иоганна Кеплера оказал существенную помощь в определении расстояний от Солнца до далеких планет. Согласно этому закону, квадрат периода обращения планет соотносится как куб средних расстояний с центром Солнечной системы.

Как далеко находится Луна и ближайший желтый карлик, удалось определить с помощью радиолокационного метода. И хотя это займет некоторое время, полученная цифра будет достаточно точной.

Космос

Как измеряют расстояние до звезд

Определение этих чисел производится с использованием различных методов измерения. Выбор каждой методики производится в соответствии с диапазоном и масштабом, которые необходимо соблюдать при проведении измерений.

Измерение расстояния по формуле

Параллакс позволяет определять на расстоянии не более 100 парсеков, но с некоторыми ошибками (около 50%). Чем короче расстояние, тем меньше неточностей. Этот метод измерения позволил узнать расстояние от 6 тысяч звезд. Например, от Проксимы (красный карлик) Центавра — около 1,31 шт.

Метод основан на смещении видимых и близких звезд по сравнению с дальними, которые визуально кажутся неподвижными.

Природа дает этот оптический эффект за счет реального движения Земли по годовой орбите. Несмотря на грозное словесное описание, метод параллакса в тригонометрическом выражении кажется достаточно простым и не представляет никаких трудностей в решении.

Расстояние можно определить по формуле

Чтобы увидеть, как это выглядит, вы можете посмотреть видеоролики, в которых много кадров от популяризаторов. Они предназначены для просмотра в классах астрономии. Пример такого видео показан ниже.

Определение расстояния

Цефеиды — это звезды, размер которых позволяет использовать их в качестве ориентира. Они позволяют распознавать расстояние по периоду пульсации и изменчивость их яркости. Наблюдение за ними показало определенную периодичность излучения, которая используется в специальных расчетах. Этот метод фокусируется на звездном блеске.

Характеристики звезд

Его периодичность и мощность позволяют различать скопление отдельных звезд в относительно близкой галактике. Это стало возможным после изобретения ультрасовременных телескопов. С помощью этого метода можно узнать, какая цифра является приблизительным расстоянием. Но его нельзя использовать для далеких галактик.

Красное смещение также не очень точный метод, требующий преобразования в космологическую модель. Однако это полезно для подсчета того, что не видит человеческий глаз. Свет также должен пройти слишком далеко (10 миллионов световых лет), чтобы достичь их. А каково нынешнее состояние этих объектов на наблюдаемой границе Вселенной, даже представить сложно.

Параллакс-метод определения расстояний

Даже термоядерный взрыв с выделением огромного количества энергии от сверхновых звезд (двойных звезд с белым карликом) может стать определенной точкой отсчета в расчетах. Здесь точность расчетов может зависеть от скорости достижения предела массы. Но чтобы понять, как можно выразить расстояние, уже требуются другие знания и особые методы обработки полученной информации.

Фотометрический метод основан на простом понимании законов движения света. Яркость одной звезды или другого источника света, равная освещенности другой, означает одинаковое расстояние. Зная, сколько света будет падать от одного объекта, можно рассчитать, что это значение равно расстоянию до другого при аналогичном освещении. Считается по специальной формуле для фотометрических расстояний.

Параллакс метод

Методы и способы определения расстояния до звезд

Всегда и во всем человек ищет свойства, характеристики и отличительные черты. Сегодня мы можем рассчитать любой сегмент, используя практические и теоретические методы.

Но как определяется расстояние до звезд? Для этого чаще используется метод параллакса.

Параллакс — это изменение видимого положения объекта относительно удаленного фона, которое напрямую зависит от положения наблюдателя.

В случае определения расстояния до звезд наблюдение ведется с обеих сторон Солнца в течение 6 месяцев друг от друга. В результате полученное смещение звезды позволяет оценить расстояние от нее.

Если бы звездное тело находилось на расстоянии 3,26 световых лет или 1 парсек от нашей планеты, его параллакс составлял бы 1 угловую секунду. Но, наверное, к счастью, так близко к нам нет ни одного звездного тела.

расстояние от звезды

Метод параллакса

Такая линейка известна с давних времен и требует лишь простейших знаний тригонометрии. Он использует метод параллакса, и вы можете легко понять его суть, если вы протянете указательный палец перед собой и, поочередно закрывая левый и правый глаз, вы увидите, что положение пальца относительно более удаленного объекта (например, , стрелка к стене) переехала. Теперь все довольно просто: измерив положение звезд на небе в январе и июле, мы увидим, что одни из них переместились, а другие остались на своих местах. Если мы предположим, что звезды, которые остались на месте, находятся намного дальше и могут использоваться для привязки (например, выключатель на стене), тогда, зная путь, который Земля описала вокруг Солнца за шесть месяцев, вы можете найти расстояние до тех звезд, которые, однако, смещены к небу. Легко, правда? Не поленитесь: возьмите лист бумаги, карандаш и попробуйте получить формулу, которая может преобразовать угол, под которым звезда переместилась на определенное расстояние от нее. Помимо данных, которые мы вам уже предоставили, вам просто нужно запомнить определение груди. Мы уверены, что вы сможете получить формулу — она ​​по-своему проста и элегантна (если вы все еще не можете найти формулу здесь).

Итак, чтобы определить расстояние с помощью параллакса, достаточно знать точное расстояние от Земли до Солнца и иметь телескоп, измеряющий угловые расстояния между звездами. Выражать это расстояние в а.е не очень удобно: когда метод начал использоваться, параметры орбиты Земли постоянно уточнялись. То есть после каждой новой коррекции орбитальных данных все расстояния должны пересчитываться. Поэтому была предложена новая единица: парсек. Парсек относится к астрономической единице и равен расстоянию, на котором должна находиться звезда, так что при измерении ее положения на небе в двух точках земной орбиты, более удаленных друг от друга (т.е во второй точке, наблюдение должно быть ровно через 6 месяцев после первого) видимый сдвиг — это параллакс — для этой звезды он составлял две угловые секунды. Отсюда и название, в котором сочетаются слова «параллакс» и «второй». Один парсек равен примерно 206 000 AU. Метод параллакса исторически был первым способом определения надежных расстояний до ближайших к нам звезд — в середине 19 века, в том же году немецкий ученый Фридрих Бессель установил, что до двойной звезды 61 Лебедя 3,5 парсека, и Василий Струве измерил параллакс Веги в созвездии Лиры, который оказался равным 0,125 угловой секунды (примерно соответствует расстоянию в 7 парсеков). Использование метода параллакса повлияло, без преувеличения, на все разделы астрофизики. Однако если раньше единственными точно измеренными параметрами небесных тел были их координаты и видимая яркость, то теперь появилось третье измерение — расстояние от них.

Геометрическое представление парсека — это расстояние, на котором должна находиться звезда, чтобы при движении Земли по орбите она перемещалась на 1 угловую секунду.

До сих пор параллакс остается единственным способом напрямую измерить расстояние до объекта, а не делать выводы из различных физических моделей и гипотез. Со времен Струве и Бесселя был измерен годовой параллакс тысяч объектов, но первое крупномасштабное точное измерение параллакса ближайших к нам звезд было выполнено космическим спутником Hipparcos в 1997 году расстояния более миллиона звезд.

Парсек и его производные, килопарсек, гигапарсек, являются основными единицами измерения, используемыми астрономами для обозначения размеров и расстояний. Например, ближайшая к нам звезда, Проксима Центавра, находится на расстоянии 1,3 парсека, примерно в 8 000 парсеков от центра Млечного Пути и 780 000 парсеков (780 килопарсеков) от туманности Андромеды. Мегапарсек и гигапарсек (то есть миллионы и миллиарды парсеков) используются для обозначения расстояний между галактиками и скоплениями галактик.

Космический аппарат Hipparcos, составивший каталог расстояний и координат более миллиона звезд

Как насчет светового года? Несмотря на широкое распространение в научно-популярной литературе, сами астрофизики практически не используют эти единицы. На это есть несколько причин. Во-первых, парсек — это измеримая величина, при этом напрямую узнать, как долго до нас дошел свет, невозможно — он, конечно, не стареет в процессе. Во-вторых, парсек исторически использовался ранее, и многие эмпирические формулы выводятся таким образом, что парсек является естественной единицей. Например, разница между кажущейся (m) и абсолютной звездной величиной (M) равна десятичному логарифму расстояния от звезды (d), выраженному точно в парсек:

В-третьих, нужно сказать, что космос не совсем пустой: есть облака холодного газа, пыли, плазмы и, как мы помним из курса физики, скорость распространения света в среде отличается от скорости света в среде вакуум. Следовательно, если бы ученые использовали световые годы для измерения расстояний, следующие предупреждения были бы вездесущими: «Расстояние до этого плотного светового скопления составляет 45,57 световых лет (на самом деле свет покинул скопление 44,97 года назад)». Согласитесь, это неудобно.

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.

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.