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
В чём измеряются далёкие расстояния в космосе?
Расстояния в космосе настолько огромны, что нам очень трудно понять: а насколько это далеко? Например, мы можем представить легко расстояния до соседних населённых пунктов, гораздо труднее нам вообразить расстояние до другой страны, а мысленно проложить путь на иной континент, пожалуй, под силу лишь путешественникам. А теперь попробуйте представить путь, к примеру, на край Солнечной системы! В километрах их уже не запишешь (ибо получаются слишком громоздкие цифры), и у астрономов есть для этого особые единицы измерения – астрономическая единица, парсек, световой год. В этой статье мне бы и хотелось рассказать о них!
Километр
Если учёным необходимо описать расстояние между относительно близкими объектами, например, между соседними планетами и их спутниками, то удобнее это сделать в километрах. Например, расстояние от Солнца до Меркурия – 58 млн км, от Земли до Луны 380 000 км, ближайшее от Земли до Марса – 55, 76 млн км.
Астрономическая единица
В масштабах Солнечной системы ещё актуальны привычные нам километры и метры, но всё же они довольно неудобны. Чтобы не писать слишком длинные цифры, учёные часто используют астрономические единицы. Одна астрономическая единица (сокращённо а. е.) соответствует среднему расстоянию от Солнца до Земли – 150 миллионов км. Ну а если вам хочется узнать наиболее конкретное число, то астрономическая единица считается равной в точности 149 597 870 700 метрам. Например, если мы будем описывать расстояние от Земли до Сатурна в км, то кратчайший путь составит 1195 млн км, или 8 астрономических единиц. Среднее расстояние от Земли до Нептуна = 4, 35 млрд км, или 29 а. е. Как видим, проще записывать в а. е.
Чтобы хотя бы немного представить, насколько это далеко, то скажем, что одну а. е. пешеход со скоростью 5 км/ч преодолел бы за 3424 года! Если ехать на машине со скоростью в 100 км/ч, то на этот же путь у вас бы ушли долгих 170 лет.
Астрономическая единица в пределах «домашних» масштабов – величина, конечно же, большая. Но всё-таки за пределами Солнечной системы она будет всего лишь крохотным отрезком на очень длинной «линейке», поэтому переходим к следующей величине – световому году.
Световой год
Это наиболее распространённая единица измерения. Огромные расстояния в космосе измеряются световыми годами. Световой год – это путь, который свет преодолевает за год — 9 триллионов км, ну а кому хочется более громоздкое число, то вот, пожалуйста: 9 460 730 472 581 км.
Парсек
Это ещё одна единица измерения расстояний в космосе, которая довольно часто встречается в разных источниках. Парсек больше светового года примерно в 3 раза. 1 парсек = 3, 2616 светового года, или 1 парсек = 30, 9 трлн км! С их помощью определяют очень большие расстояния, в основном между звёздами, галактиками и их скоплениями, причём, не просто в парсеках, а даже в кило- и мегапарсеках.
Само слово «парсек» образовано от двух слов: «параллакс» и «секунда», поскольку его определяют, как расстояние до объекта, годичный параллакс которого будет равен одной угловой секунде.
Чтобы понять это определение, рассмотрим движение Земли вокруг Солнца. Каждые полгода наша планета оказывается на противоположных по отношению друг к другу точках орбиты. Если смотреть с Земли на достаточно близкую звезду, нам будет казаться, что она колеблется «туда-сюда» на фоне Вселенной.
Тот же эффект возникнет, если поднять вверх большой палец, вытянуть вперёд руку и поочерёдно закрывать один глаз. Попробуйте это сделать прямо сейчас 🙂 Что заметили? Создаётся ощущение, будто вы двигаете рукой – это и есть параллакс – мнимое смещение ближнего объекта относительно дальнего фона (пусть это даже будет стена).
Проследив, как меняются углы от наблюдателя до звезды или до какой-нибудь далёкой галактики, можно вычислить расстояние. Как это сделать? Представьте прямоугольный треугольник, основание которого – это расстояние от Земли до Солнца (напомним, что оно равняется одной а. е.). Катет треугольника – это расстояние до звезды, а угол определяет, насколько с нашей точки зрения будет меняться положение объекта на небе.
Небо делится на 360 градусов. В каждом градусе 60 угловых минут, а в каждой угловой минуте 60 угловых секунд. Получается, что небосвод поделён на 3600 угловых секунд. Так, параллакс ближайшей к нам звезды Проксима Центавра составляет примерно 0, 77 угловой секунды. Именно настолько она смещается за то время, пока наша планета совершает половину оборота вокруг Солнца. С помощью этих данных учёные вычислили, что от Проксимы Центавра нас отделяет расстояние в 1,3 парсека или 4 световых года.
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