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
Звезда с звездою говорит
Как и в каких единицах измеряют космические расстояния
Вы, вероятно, слышали и про световые года, и про парсеки и представляете себе, что это очень далеко от нас, а если у галактик есть еще и красное смещение, то это где-то совсем на краю Вселенной. Мы решили написать подробный обзор о том, что такое астрономические расстояния и как человечество узнает, насколько далеки от нас объекты, до которых мы не можем (и, скорее всего, никогда не сможем) добраться.
Если вам лень читать всю статью целиком, то вот вам схема, фактически полностью раскрывающая ее содержание. Это так называемая «лестница космических расстояний», которая показывает, как далеко от нас находятся различные космические тела — от объектов Солнечной системы до скоплений галактик — и, что более важно, какими методами эти расстояния измеряют. Если же схема покажется вам избыточно сложной, то наша статья поможет в ней разобраться.
Лестница космических расстояний, которая ведет от ближайших к нам звезд (внизу) до крупномасштабной структуры Вселенной (наверху). Розовым цветом выделены методы измерения, основанные на знании законов звездообразования, светло-зеленым — методы, основанные на маломассивных и переменных звездах, синим — геометрические методы определения расстояний, бордовым — методы измерения расстояний по вспышкам сверхновых, темно-зеленым — прочие разнообразные методы, вроде эффекта Сюняева-Зельдовича или гравитационных волн. Важно, что все методы взаимосвязаны — это позволяет перепроверять и уточнять их.
Richard de Grijs
Стандартные единицы
Начать, видимо, надо с того, что стандартные единицы — метры или километры — используются только в узких разделах астрономии, при изучении ближайших к нам небесных тел: когда надо определить радиус Солнца, размер красного пятна Юпитера, параметры колец Сатурна или каких-то уникальных компактных объектов Вселенной, вроде нейтронных звезд.
Если говорить о том, как далеко от нас находятся объекты, то самые большие расстояния, измеряемые в километрах, — это расстояния до других планет Солнечной системы. Связано это в том числе и с тем, что измерялись они с помощью радио-радаров, которые посылали сигналы известной частоты и фиксировали время, необходимое сигналу, отразившемуся от поверхности планеты, для возвращения. Радары постоянно используются на Земле, поэтому ничего нового для определения расстояния, скажем, до Венеры изобретать не пришлось, отсюда и привычные единицы измерения — километры. Законы движения небесных тел позволяют определить расстояние до более далеких тел через более близкие. Так, зная расстояние до Венеры, нетрудно очень точно рассчитать расстояние до Солнца. Для этого достаточно вооружиться простейшими знаниями тригонометрии и представить Землю, Солнце и Венеру в вершинах прямоугольного треугольника. Но к синусам мы еще вернемся, поэтому давайте просто скажем, что метры и километры довольно редко используются в качестве шкалы расстояний, хотя опытный астрофизик всегда переведет все свои расстояния именно в них, прежде чем читать научно-популярную лекцию.
Следующая ступенька лестницы расстояний — астрономическая единица (а.е.), которая раньше была привязана к среднему расстоянию до Солнца (не надо забывать, что орбита Земли — это эллипс, а значит, расстояние меняется в течение года). В наше время астрономическая единица выражается через расстояние от Солнца, на котором оно будет создавать гравитационный потенциал определенной величины, и равна 149597870700 метрам (примерно 150 миллионам километров). Исторически астрономическая единица связана с параметрами орбиты Земли, ее точное измерение стало возможным после открытия Кеплером законов движения небесных тел и наблюдений Христианом Гюйгенсом прохождения Венеры по диску Солнца. Поэтому сейчас обозначение «а.е.» встречается в работах, описывающих положение тел в Солнечной системе (например, Юпитер находится на расстоянии 4,95 а.е., диаметр пояса астероидов — 6,4 а.е., гипотетическое облако Оорта удалено от нас на 20000–50000 а.е.) или положение тел, вращающихся вокруг других звезд (так, ближайшая к нам землеподобная экзопланета, Проксима Б, находится всего в 0,05 а.е. от своего светила). Иногда эти же единицы используются в более узких разделах астрофизики, например, при изучении протопланетных дисков или туманностей, но в таких работах, опять же, должна присутствовать центральная звезда (или ее остаток), от которой эти единицы отсчитываются. Значение астрономической единицы известно с точностью +/-3 метра, но для работы с по-настоящему космическими масштабами она маловата. Если мы хотим выйти за пределы Солнечной системы и измерить расстояния до других звезд и галактик, нам нужна линейка побольше.
Метод параллакса
Такая линейка известна еще с античных времен и требует лишь самых простых знаний тригонометрии. Она использует метод параллакса, и вы легко схватите его суть, если вытянете указательный палец перед собой и, поочередно закрывая левый и правый глаз, увидите, что положение пальца относительно какого-то более далекого предмета (например, выключателя на стене) сдвинулось. Теперь все довольно просто — измеряя положение звезд на небе в январе и в июле, мы увидим, что часть из них сместилась, а часть осталась на месте. Если предположить, что те звезды, которые остались на месте, находятся намного дальше и их можно использовать для привязки (подобно выключателю на стене), то, зная путь, который Земля описала вокруг Солнца за полгода, можно узнать расстояние до тех звезд, которые по небу все-таки переместились. Легко, не правда ли? Не поленитесь — возьмите лист бумаги, карандаш и попытайтесь получить формулу, которая сможет превратить угол, на который сместилась звезда, в расстояние до нее. Кроме тех данных, что мы вам уже дали, вам понадобится всего лишь вспомнить определение синуса. Мы уверены, что вам удастся получить формулу — она проста и по-своему элегантна (если все же не получается, формулу можно найти здесь).
Таким образом, для определения расстояния с помощью параллакса достаточно знать точное расстояние от Земли до Солнца и иметь телескоп, который измеряет угловые расстояния между звездами. Выражать это расстояние через а.е. не очень удобно — когда метод стал использоваться, параметры земной орбиты постоянно уточнялись. То есть после каждой новой поправки данных об орбите пришлось бы пересчитывать и все расстояния. Поэтому была предложена новая единица — парсек. Парсек привязан к астрономической единице и равен расстоянию, на котором должна находиться звезда, чтобы при измерении ее положения на небе в двух максимально удаленных друг от друга точках орбиты Земли (то есть второе наблюдение должно быть ровно через 6 месяцев после первого) видимое смещение — параллакс — этой звезды составлял две угловых секунды. Отсюда и название, объединяющее слова «параллакс» и «секунда». Один парсек равен примерно 206 000 а.е. Метод параллакса был исторически первым способом найти достоверные расстояния до ближайших к нам звезд — в середине XIX века в один и тот же год немецкий ученый Фридрих Бессель установил, что до двойной звезды 61 Лебедя 3,5 парсека, а Василий Струве измерил параллакс Веги в созвездии Лиры, который оказался равным 0,125 угловых секунд (примерно соответствует расстоянию в 7 парсек). Применение метода параллакса повлияло без преувеличения на все разделы астрофизики. Еще бы — если раньше единственными точно измеряемыми параметрами небесных тел были их координаты и видимый блеск, то сейчас появилось третье измерение — расстояние до них.
Геометрическое представление парсека — это растояние, на котром должна находиться звезда, чтобы при движении Земли по орбите она переместилась на 1 угловую секунду.
Источник
Как измеряются расстояния в космосе?
Пространство огромно. Настолько, что очень трудно представить, какое это расстояние даже между объектами в «нашем домашнем месте», Солнечной системе. Если бы астрономы использовали километры для описания этих расстояний, им пришлось бы использовать очень большие числа. Поэтому, чтобы сделать числа меньше и легче их обрабатывать, используются разные измерения.
Астрономическая единица
Расстояние между Землей и Солнцем составляет около 150 миллионов километров. Это огромное число, поэтому астрономы используют астрономическую единицу для описания этого расстояния. Одной астрономической единицей, или «au», является расстояние между Землей и Солнцем. Она используется для сравнения расстояний других тел в Солнечной системе, таких как Солнце, планеты, кометы и астероиды.
Световой год
Как далеко нашей Солнечной системе до ближайшей звезды Проксима Центавра?
Проксима Центавра находится на расстоянии около 38 000 000 000 000 км. Это так далеко, что если космический корабль полетит к этой звезде, то может понадобиться около 75 000 лет, чтобы добраться туда.
Использование астрономической единицы для описания расстояний между звездами (и объектами за пределами нашей Солнечной системы) не сильно уменьшает нули в цифрах. До ближайшей Звезды (а точнее, тройной звездной системы) Проксима Центавра это расстояние примерно 265 000 au. Нужен еще один блок! Таким образом, для измерения расстояния (по крайней мере до ближайших к нам звезд) можно использовать световые годы.
Свет — самое быстрое явление, которое мы знаем. В космосе свет перемещается со скоростью почти 300 000 км/с. Световой год — это расстояние, которое свет может пройти за один год, что составляет 9 461 000 000 000 километров! Чтобы пройти это расстояние до следующей ближайшей звезды к Солнечной системе, свету требуется около 4,2 года, поэтому астрономы говорят, что Проксима Центавра находится на расстоянии 4,2 световых года.
Это просто ближайшая звезда. Ночное небо заполнено звездами нашей Галактики, Млечный Путь. Ближайшая большая галактика к Млечному Пути находится на расстоянии 2,5 миллионов световых лет. Это самая ближайшая галактика. Многие галактики, также заполненные звездами, находятся в тысячи раз дальше. Пространство поистине огромно.
Источник