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.
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.
Источник
Как измеряют расстояния во Вселенной?
Как астрономы узнают расстояния до космических объектов?
Ответ
Для определения расстояний в космосе используют около двадцати методов, сменяющих один другой по мере перехода ко всё более удалённым объектам. Мы рассмотрим основные методы.
1. Исторически самым первым способом измерения расстояний до космических тел был метод, который уже давно применялся для измерения расстояний до недоступных объектов на поверхности Земли — метод тригонометрического параллакса. Заключается он в том, что измеряется расстояние между двумя точками на земной поверхности. Полученный отрезок называется базисом. На нём, как на основании (базис), строится треугольник, третьей вершиной которого является тот недоступный объект, расстояние до которого нам нужно узнать. С помощью угломерного инструмента измеряются два угла треугольника при базисе. Если известны сторона и два прилежащих угла треугольника, то, как мы помним из школьного курса геометрии (тема «Решение треугольников»), можно найти все остальные элементы треугольника. Таким образом можно определить расстояние до недоступного объекта.
Наши два глаза при оценке расстояний работают точно так же: два луча зрения на предмет образуют угол, который тем меньше, чем дальше расположен рассматриваемый объект. При рассматривании близких объектов глаза больше скошены, а при рассматривании очень далёких объектов глаза смотрят почти параллельно. Если поочерёдно закрывать глаза, то положение рассматриваемого объекта будет смещаться на фоне более далёких объектов. Чем ближе объект, тем смещение больше, чем дальше — тем меньше. Так как расстояния до космических объектов очень большие, то угол, называемый параллаксом (угол, под которым с далёкого объекта виден базис), будет очень маленьким. Чтобы его увеличить, нужно взять базис как можно больше. Для измерения расстояний до планет Солнечной системы за базис берут радиус Земли. Угол, под которым с небесного тела виден радиус Земли, перпендикулярный лучу зрения, называется горизонтальным параллаксом. Для близких звёзд за базис берут средний радиус орбиты Земли (астрономическая единица) и параллакс называется годичным параллаксом, он составляет всего лишь доли секунды (градус делится на 60 угловых минут, а минута на 60 угловых секунд). Если годичный параллакс некоторой звезды равен 1 секунде (то есть радиус земной орбиты виден с неё под углом, равным 1 секунде), то такое расстояние называется парсеком. До ближайшей звезды Проксима Центавра чуть больше одного парсека или 4,22 светового года. Таким методом с Земли можно измерить расстояния вплоть до 100 парсеков.
С помощью внеатмосферных наблюдений со спутников (спутник HIPPARCOS/Гиппарх, запущенный в 1989 году) можно измерить углы до 0.001″, что соответствует расстоянию в 1000 парсеков. В 2013 году был запущен спутник Gaia/Гея, который способен измерять параллаксы с точностью ещё в сто раз большей, что позволит определить расстояния до миллиарда звёзд нашей галактики (0,5% всех звёзд Галактики) на расстоянии до 40000 парсеков. Для более далёких звёзд метод параллакса не работает, т. к. невозможно измерить ещё более малые параллаксы, величина их много меньше точности измерительных приборов.
2. Методы радиолокации и лазерной локации. На космический объект с помощью радиопередатчика посылается мощный узконаправленный радиосигнал в виде кратковременного импульса. После отражения космическим объектом сигнал в ослабленном виде возвращается на Землю и принимается приёмником. По величине запаздывания вычисляется расстояние до объекта. Таким методом измеряются расстояния в Солнечной системе (Меркурий, Венера, Марс, Сатурн и Юпитер со спутниками, астероиды, кометы, корона Солнца) с точностью до нескольких километров. Для дальних планет метод не работает, т. к. сигнал сильно рассеивается (энергия принятого радиоэха обратно-пропорциональна четвёртой степени расстояния), трудно получить достаточно узко направленный пучок радиоволн, нужны очень мощные передатчики, огромные антенны и сверхчувствительные приёмники. Для Луны осуществлена лазерная локация, для этого на неё были доставлены оптические отражатели. Точность лазерной локации составляет 1 см.
3. Метод стандартной свечи. Мы знаем, что освещённость, создаваемая источником света, убывает обратно пропорционально квадрату расстояния до него (если лампочку отодвинуть в два раза дальше от стены, то освещённость стены уменьшится в 4 раза, если удалить в три раза, то освещённость уменьшится в девять раз и т. д.).
Чем меньше приходит на Землю света от звезды, тем, значит, она дальше. Если известна мощность источника света (в астрономии это светимость звезды), то по величине освещённости (в астрономии — видимый блеск звезды) можно вычислить расстояние до него по закону обратных квадратов. Например, мы хорошо знаем светимость Солнца. Если мы обнаружим такую же по физическим характеристикам звезду, как наше Солнце, то по её видимой звёздной величине (освещённости, создаваемой ею на Земле) мы легко вычислим расстояние до неё — звезда во столько раз находится дальше, чем Солнце, во сколько раз в квадрате её яркость меньше яркости Солнца. За стандартную свечу, кроме Солнца, можно брать любую другую звезду, расстояние до которой ранее измерено методом тригонометрического параллакса.
3′. Метод цефеид. За стандартную свечу можно взять цефеиду — пульсирующую звезду. Светимость и, соответственно, видимый блеск цефеиды периодически меняется. Известен закон, связывающий светимость цефеиды и период её пульсаций. Период и видимый блеск цефеид легко измерить, а отсюда легко вычислить и расстояние до неё. Цефеиды называют «маяками Вселенной». Если в какой-либо галактике обнаружена цефеида, то мы, вычислив расстояние до цефеиды, тем самым находим и расстояние до этой галактики.
3». Метод сверхновых. Точно так же за стандартную свечу можно взять некоторые типы сверхновых звёзд, то есть взрывающихся звёзд. Известно, сколько энергии выделяет сверхновая при взрыве. Сравнивая видимый блеск сверхновой с её истинной светимостью, мы определяем, на каком расстоянии от нас она находится, а, соответственно, и той далёкой галактики, которой она принадлежит.
Источник
Как измеряют расстояния в космосе?
Когда люди смотрят на ночное небо, они задаются простым вопросом: как далеко находится эта планета? Или эта звезда? Или эта галактика? Расстояние — одно из самых фундаментальных измерений, которое проводят астрономы. Но оно также является и одним из самых сложных. К счастью, у астрономов есть инструмент, который помогает им ответить на главный вопрос: как далеко находится тот или иной космический объект? Этот инструмент называется космическая шкала (лестница) расстояний.
Эта лестница имеет определенные «ступеньки». В их качестве выступают объекты с определенными свойствами, которые позволяют астрономам уверенно измерять расстояние до них. Переход к каждой последующей ступени основан на методах измерения объектов, которые находятся еще дальше. А следующий шаг часто совмещается с предыдущим. Например, когда астрономы измеряют расстояние до галактики, они используют одну ступеньку. А затем могут измерить расстояние, используя следующую ступеньку. А потом сопоставить полученные значения. Это позволяет им двигаться все дальше. И измерять все большие и большие расстояния.
Параллакс
Этот метод измерения расстояний позволяет вычислить удаленность ближайших звезд. Это способ, которым когда-то спутник Hipparcos, а теперь и космический аппарат Gaia, измеряют расстояния до звезд Млечного пути. Технология основана на анализе движения близлежащих звезд, когда те перемещаются на фоне более далеких звезд, которые выглядят фиксированными. Сравнивая фактическое видимое положение звезды с ее видимым положением шесть месяцев назад, астрономы могут рассчитать расстояние до нее. Но проблема заключается в том, что это работает только для звезд, которые находятся достаточно близко к нам. Только в этом случае мы сможем отследить их движение на отдаленном фоне. С использованием современных технологий с помощью параллакса можно измерять расстояния до звезд, находящихся на удалении от нас в десятки тысяч световых лет.
Звездные маяки
Используя параллакс, мы не можем измерить расстояния до всех звезд даже нашего Млечного Пути. Ведь его диаметр составляет не менее 100 тысяч световых лет. Поэтому следующая ступень измерения расстояний опирается на свойства переменных звезд. Их еще называют цефеидами или переменными типа RR Лиры. Эти звезды со временем меняют свою яркость. Как это работает? Физика говорит, что все звезды, например, типа RR Лиры имеют одинаковую яркость. Потому что они имеют определенный и известный возраст и массу. Однако реальные цефеиды такого же класса имеют разную яркость. По соотношению яркостей между эталонной цефеидой, расстояние до которой определено, и звездой того же класса астрономы могут измерить расстояние до последней. Но как же астрономы узнают, что эталонная цефеида, и та, до которой вычисляется расстояние, относятся к одному классу? Все просто. Период их мерцания говорит об их массе и возрасте.
Подобные переменные звезды есть не только в нашей галактике. Астрономы обнаружили их и в ближайшей к нам галактике — Галактике Андромеды. Она находится на расстоянии около 2,5 миллиона световых лет. А так же подобные объекты есть в скоплении Дева, удаленной от нас на расстояние около 50 миллионов световых лет.
В далекой галактике.
Но по мере увеличения расстояния до галактик телескопы уже не могут различить отдельные звезды. Точно так же, как буквы на плакате у окулиста становятся нечеткими по мере их уменьшения. В конце концов, звезды больше не могут быть использованы в качестве следующей ступени на лестнице расстояний. Поэтому, чтобы измерить расстояния до самых далеких галактик, астрономы полагаются на чрезвычайно яркие объекты. Они способны сиять на огромные расстояния.
Наиболее часто используемый для этих целей объект называется сверхновой типа Ia. Считается, что это событие — взрыв белого карлика, остатка звезды, подобной Солнцу. Он происходит тогда, когда объект превышает определенный предел веса. Из-за физических свойств белых карликов они не могут весить более чем 1,4 массы нашего Солнца. Но в двойных звездных системах они могут украсть материю у своего спутника, нарушить равновесие и взорваться. Поскольку сверхновые типа Ia всегда имеют примерно одну и ту же массу, они всегда имеют примерно одинаковую яркость. Соответственно, чем меньше эта яркость, тем дальше от нас находится объект. А эти объекты очень яркие. Их видно на расстоянии около 10 миллиардов световых лет и даже дальше.
Красное смещение
И, наконец, самая высокая ступенька космологической лестницы расстояний. Красное смещение. Астрономы измеряют его значение, анализируя спектр космических объектов. Каждый элемент или молекула оставляет разные следы в этом спектре. Они проявляются лишь на определенных длинах волн. Но если галактика удаляется от нас, все частоты ее спектра смещаются в сторону увеличения. Длины волн спектров химических элементов меняются. И величина, на которую они сместились, называется красным смещением. Этот сдвиг связан с расстоянием до галактики по закону Хаббла. Он гласит, что чем дальше галактика находится от Земли, тем быстрее она удаляется от нас. Это происходит из-за расширения Вселенной. Измерение красного смещения позволило астрономам обнаружить некоторые из самых ранних известных галактик. Они находятся на расстоянии более 13 миллиардов световых лет от Земли.
Друзья! Если вам понравилась эта статья, ставьте лайк и подписывайтесь на наш канал! Спасибо!
Источник