Определение расстояний до звезд и планет

Расстояния в космосе и способы их определения

Определение расстояний до звезд и планет

Космические просторы, как известно, довольно масштабны, а потому астрономы не используют для их измерения метрическую систему, привычную для нас.

В случае с расстоянием до Луны (~384 000 км) километры еще могут быть применимы, однако если выразить в этих единицах расстояние до Плутона, то получится 4 250 000 000 км, что уже менее удобно для записи и вычислений.

По этой причине у астрономов в ходу иные единицы измерения расстояния, о которых читайте ниже.

Астрономическая единица

Наименьшей из таких единиц является астрономическая единица (а.е.). Исторически так сложилось, что одна астрономическая единица равняется радиусу орбиты Земли вокруг Солнца, иначе – среднее расстояние от поверхности нашей планеты до Солнца.

Данный метод измерения был наиболее подходящим для изучения структуры Солнечной системы в XVII веке. Ее точное значение 149 597 870 700 метра. Сегодня астрономическая единица используется в расчетах с относительно малыми длинами.

То есть при исследовании расстояний в пределах Солнечной системы или других планетных систем.

Световой год

Несколько большей единицей измерения длины в астрономии является световой год. Он равен расстоянию, которое проходит свет в вакууме за один земной, юлианский год. Подразумевается также нулевое влияние гравитационных сил на его траекторию. Один световой год составляет около 9 460 730 472 580 км или 63 241 а.е.

Данная единица измерения длины используется лишь в научно-популярной литературе по той причине, что световой год позволяет читателю получить примерное представление о расстояниях в галактическом масштабе. Однако из-за своей неточности и неудобности световой год практически не используется в научных работах.

ПарсекНаиболее практичной и удобной для астрономических вычислений является такая единица измерения расстояния как парсек. Чтобы понять ее физический смысл, следует рассмотреть такое явление как параллакс.

Его суть состоит в том, что при движении наблюдателя относительно двух отдаленных друг от друга тел, видимое расстояние между этими телами также меняется. В случае со звездами происходит следующее.

При движении Земли по своей орбите вокруг Солнца визуальное положение близких к нам звезд несколько меняется, в то время как дальние звезды, выступающие в роли фона, остаются на тех же местах. Изменение положения звезды при смещении Земли на один радиус ее орбиты, называется годичный параллакс, который измеряется в угловых секундах.

Тогда один парсек равен расстоянию до звезды, годичный параллакс которой равен одной угловой секунде – единице измерения угла в астрономии. Отсюда и название «парсек», совмещенное из двух слов: «параллакс» и «секунда». Точное значение парсека равняется 3,0856776·1016 метра или 3,2616 светового года. 1 парсек равен примерно 206 264,8 а. е.+

Метод лазерной локации и радиолокации

Эти два современных метода служат для определения точного расстояния до объекта в пределах Солнечной системы. Он производится следующим образом. При помощи мощного радиопередатчика посылается направленный радиосигнал в сторону предмета наблюдения. После чего тело отбивает полученный сигнал и возвращает на Землю.

Время, потраченное сигналом на преодоление пути, определяет расстояние до объекта. Точность радиолокации – всего несколько километров. В случае с лазерной локацией, вместо радиосигнала лазером посылается световой луч, который позволяет аналогичными расчетами определить расстояние до объекта.

Точность лазерной локации достигается вплоть до долей сантиметра.

Метод тригонометрического параллакса

Наиболее простым методом измерения расстояния до удаленных космических объектов является метод тригонометрического параллакса. Он основывается на школьной геометрии и состоит в следующем. Проведем отрезок (базис) между двумя точками на земной поверхности.

Выберем на небосводе объект, расстояние до которого мы намерены измерить, и определим его как вершину получившегося треугольника. Далее измеряем углы между базисом и прямыми, проведенными от выбранных точек до тела на небосводе.

А зная сторону и два прилежащих к ней угла треугольника, можно найти и все другие его элементы.

Величина выбранного базиса определяет точность измерения. Ведь если звезда расположена на очень большом расстоянии от нас, то измеряемые углы будут почти перпендикулярны базису и погрешность в их измерении может значительно повлиять на точность посчитанного расстояния до объекта.

Поэтому следует выбирать в качестве базиса максимально отдаленные точки на Земле. Изначально в роли базиса выступал радиус Земли. То есть наблюдатели располагались в разных точках земного шара и измеряли упомянутые углы, а угол, расположенный напротив базиса назывался горизонтальным параллаксом.

Однако позже в качестве базиса стали брать большее расстояние – средний радиус орбиты Земли (астрономическая единица), что позволило измерять расстояние до более отдаленных объектов. В таком случае, угол, лежащий напротив базиса, называется годичным параллаксом.

Данный метод не очень практичен для исследований с Земли по той причине, что из-за помех земной атмосферы, определить годичный параллакс объектов, расположенных более чем на расстоянии в 100 парсек – не удается.

Однако в 1989 год Европейским космическим агентством был запущен космический телескоп Hipparcos, который позволил определить звезды на расстоянии до 1000 парсек. В результате полученных данных ученые смогли составить трехмерную карту распределения этих звезд вокруг Солнца.

В 2013 году ЕКА запустило следующий спутник – Gaia, точность измерения которого в 100 раз лучше, что позволяет наблюдать все звезды Млечного Пути.

Если бы человеческие глаза обладали точностью телескопа Gaia, то мы имели бы возможность видеть диаметр человеческого волоса с расстояния 2 000 км.

Метод стандартных свечей

Для определения расстояний до звезд в других галактиках и расстояний до самих этих галактик используется метод стандартных свечей. Как известно, чем дальше от наблюдателя расположен источник света, тем более тусклым он кажется наблюдателю. Т.е.

освещенность лампочки на расстоянии 2 м будет в 4 раза меньше, чем на расстоянии 1 метр.Это и есть принцип, по которому измеряется расстояние до объектов методом стандартных свечей.

Таким образом, проводя аналогию между лампочкой и звездой, можно сравнивать расстояния до источников света с известными мощностями.

В качестве стандартных свечей в астрономии выступают объекты, светимость (аналог мощности источника) которых известна. Это может быть любого рода звезда. Для определения ее светимости астрономы измеряют температуру поверхности, опираясь на частоту ее электромагнитного излучения.

После чего, зная температуру, позволяющую определить спектральный класс звезды, выясняют ее светимость при помощи диаграммы Герцшпрунга-Рассела. Затем, имея значения светимости и измерив яркость (видимую величину) звезды, можно посчитать расстояние до нее.

Такая стандартная свеча позволяет получить общее представление о расстоянии до галактики, в которой она находится.Однако данный метод достаточно трудоемкий и не отличается высокой точностью.

Поэтому астрономам удобнее использовать в качестве стандартных свечей космические тела с уникальными особенностями, для которых светимость известна изначально.

Уникальные стандартные свечи

Цефеиды – наиболее используемые стандартные свечи, представляющие собой переменные пульсирующие звезды. Изучив физические особенности этих объектов, астрономы узнали, что цефеиды обладают дополнительной характеристикой – периодом пульсации, который легко можно измерить и который соответствует определенной светимости.

В результате наблюдений ученым удается измерить яркость и период пульсации таких переменных звезд, а значит и светимость, что позволяет высчитать расстояние до них. Нахождение цефеиды в иной галактике дает возможность относительно точно и просто определить расстояние до самой галактики.

Поэтому данный тип звезд часто именуется «маяками Вселенной».

Несмотря на то, что метод цефеид является наиболее точным на расстояниях до 10 000 000 пк, его погрешность может достигать 30%. Для повышения точности потребуется как можно больше цефеид в одной галактике, но и в таком случае погрешность сводится не менее чем к 10%. Причиной тому служит неточность зависимости период-светимость.

Кроме цефеид в качестве стандартных свечей могут использоваться и другие переменные звезды с известными зависимостями период-светимость, а также для наибольших расстояний — сверхновые с известной светимостью.

Близким по точности к методу цефеид является метод, с красными гигантами в роли стандартных свеч.

Как выяснилось, ярчайшие красные гиганты имеют абсолютную звездную величину в достаточно узком диапазоне, которая позволяет посчитать светимость.

Расстояния в цифрахРасстояния в Солнечной системе:1 а.е. от Земли до Солнца = 500 св. секунд или 8,3 св. минуты30 а. е. от Солнца до Нептуна = 4,15 световых часа132 а.е.

от Солнца – таково расстояние до космического аппарата «Вояджер-1», было отмечено 28 июля 2015 года. Данный объект является самым отдаленным из тех, что были сконструированы человеком.Расстояния в Млечном Пути и за его пределами:1,3 парсека (268144 а.е. или 4,24 св.

года) от Солнца до Проксима Центавра – ближайшей к нам звезды8 000 парсек (26 тыс. св. лет) – расстояние от Солнца до центра Млечного Пути30 000 парсек (97 тыс. св. лет) – примерный диаметр Млечного Пути770 000 парсек (2,5 млн. св.

лет) – расстояние до ближайшей большой галактики – туманность Андромеды300 000 000 пк — масштабы в которых Вселенная практически однородна

4 000 000 000 пк (4 гигапарсек) – край наблюдаемой Вселенной. Это расстояние прошел свет, регистрируемый на Земле. Сегодня объекты, излучившие его, с учетом расширения Вселенной, расположены на расстоянии 14 гигапарсек (45,6 млрд. световых лет).

Космос Вселенная Расстояние Цефеиды Звезда Галактика Длиннопост

Источник: https://pikabu.ru/story/rasstoyaniya_v_kosmose_i_sposobyi_ikh_opredeleniya_7209415

Определение расстояний до звезд и планет

Определение расстояний до звезд и планет

Вступление………………………………………………………………….. 3

Определение расстояний до космических объектов. 3

Определение расстояний до планет…………………………………………………… 4

Определение расстояний до ближайших звезд………………………………… 4

Метод параллакса.……………………………………………………………………………….. 4

Фотометрический метод определения расстояний.…………………………… 6

Определение расстояния по относительным скоростям.…………………… 7

Цефеиды.………………………………………………………………………………………………. 8

Список литературы………………………………………………….. 9

Наши знания о Вселенной тесно связаны со способностью человека определять расстояния в пространстве. С незапамятных времен вопрос «как далеко?» играл первостепенную роль для астронома в его попытках познать свойства Вселенной, в которой он живет.

Но как бы ни было велико стремление человека к познанию, оно не могло быть осуществлено до тех пор, пока в распоряжении людей не оказались высокочувствительные и совершенные инструменты.

Таким образом, хотя на протяжении веков представления о физическом мире непрерывно развивались, завесы, скрывавшие верстовые столбы пространства, оставались нетронутыми. Во все века философы и астрономы размышляли о космических расстояниях и усердно искали способы их измерения.

Но все было напрасно, так как необходимые для этого инструменты не могли быть изготовлены.

И, наконец, после того как телескопы уже в течение многих лет использовались астрономами и первые гении посвятили свой талант изучению богатств, добытых этими телескопами, настало время союза точной механики и совершенной оптики, который позволил создать инструмент, способный разрешить проблему расстояний. Барьеры были устранены, и многие астрономы объединили свои знания, мастерство и интуицию с целью определить те колоссальные расстояния, которые отделяют от нас звездные миры.

В 1838 году три астронома (в разных частях света) успешно измерили расстояния до некоторых звезд. Фридрих Вильгельм Бессель в Германии определил расстояние до звезды Лебедь 61. Выдающийся русский астроном Василий Струве установил расстояние до звезды Веги.

На мысе Доброй Надежды в Южной Африке Томас Гендерсон измерил расстояние до ближайшей к Солнцу звезды – альфа Центавра. Во всех названных случаях астрономы измеряли невообразимо малое угловое расстояние, чтобы определить так называемый параллакс.

Их успех был обусловлен тем, что звезды, до которых они измеряли расстояния, находились относительно близко к Земле.

В астрономии нет единого универсального способа определения расстояний. По мере перехода от близких небесных тел к более далеким одни методы определения расстояний сменяют другие, служащие, как правило, основой для последующих.

Точность оценки расстояний ограничивается либо точностью самого грубого из методов, либо точностью измерения астрономической единицы длины (а. е.), величина которой по радиолокационным измерениям известна со среднеквадратичной погрешностью 0,9 км. и равна 149597867,9 ± 0,9 км. С учетом различных изменений а. е.

Международный астрономический союз принял в 1976 году значение 1 а. е. = 149597870 ± 2 км.

Определение расстояний до планет

Среднее расстояние r планеты от Солнца (в долях а. е.) находят по периоду ее обращения Т:

где r выражено в а. е., а Т – в земных годах.

Массой планеты m по сравнению с массой солнца mc можно пренебречь.

Формула следует из третьего закона Кеплера (квадраты периодов обращения планет вокруг Солнца относятся как кубы их средних расстояний от Солнца).

Расстояния до Луны и планет с высокой точностью определены также методами радиолокации планет.

Метод параллакса.

Вследствие годичного движения Земли по орбите близкие звезды немного перемещаются относительно далеких «неподвижных» звезд. За год такая звезда описывает на небесной сфере малый эллипс, размеры которого тем меньше, чем звезда дальше. В угловой мере большая полуось этого эллипса приблизительно равна величине максимального угла, под каким со звезды видна 1 а. е.

(большая полуось земной орбиты), перпендикулярная направлению на звезду.

Этот угол (p), называемый годичным или тригонометрическим параллаксом звезды, равный половине ее видимого смещения за год, служит для измерения расстояния до нее на основе тригонометрических соотношений между сторонами и углами треугольника ЗСА, в котором известен угол p и базис – большая полуось земной орбиты (см. рис. 1).

Расстояние r до звезды, определяемое по величине ее тригонометрического параллакса p, равно:

r = 206265''/p (а. е.),

где параллакс p выражен в угловых секундах.

Для удобства определения расстояний до звезд с помощью параллаксов в астрономии применяют специальную единицу длины – парсек (пс). Звезда, находящаяся на расстоянии 1 пс, имеет параллакс, равный 1''. Согласно вышеназванной формуле, 1 пс = 206265 а. е. = 3,086·1018 см.

Наряду с парсеком применяется еще одна специальная единица расстояний – световой год (т. е. расстояние, которое свет проходит за 1 год), он равен 0,307 пс, или 9,46·1017 см.

Ближайшая к Солнечной системе звезда – красный карлик 12-й звездной величины Проксима Центавра – имеет параллакс 0,762, т. е. расстояние до нее равно 1,31 пс (4,3 световых года).

Нижний предел измерения тригонометрических параллаксов ~0,01'', поэтому с их помощью можно измерять расстояния, не превышающие 100 пс с относительной погрешностью 50%.

(При расстояниях до 20 пс относительная погрешность не превышает 10%.) Этим методом до настоящего времени определены расстояния до около 6000 звезд.

Расстояния до более далеких звезд в астрономии определяют в основном фотометрическим методом.

Таблица 1. Двадцать ближайших звезд.

Освещенности, создаваемые одинаковыми по мощности источниками света, обратно пропорциональны квадратам расстояний до них. Следовательно, видимый блеск одинаковых светил (т. е.

освещенность, создаваемая у Земли на единичной площадке, перпендикулярной лучам света) может служить мерой расстояния до них.

Выражение освещенностей в звездных величинах (m – видимая звездная величина, М – абсолютная звездная величина) приводит к следующей основной формуле фотометрических расстояний rф (пс):

Источник: https://mirznanii.com/a/160/opredelenie-rasstoyaniy-do-zvezd-i-planet

Определение расстояний до звёзд. Видимая и абсолютная звёздные величины

Определение расстояний до звезд и планет

Наше Солнце справедливо называют типичной звездой. Но средибольшого и разнообразного числа звёзд есть немало таких, которые значительноотличаются от него по своим физическим характеристикам и химическому составу. Поэтомуполное представление о звёздах даст такое определение:

Звезда — это массивный газовый шар, излучающий свет иудерживаемый в состоянии равновесия силами собственной гравитации и внутреннимдавлением, в недрах которого происходят (или происходили ранее) реакциитермоядерного синтеза.

Мысли о том, что звёзды — это далёкие солнца, высказывалисьещё в глубокой древности. Но из-за колоссальных расстояний до них диски звёздне видны даже в самые мощные телескопы. Поэтому, чтобы найти возможностьсравнивать звёзды между собой и с Солнцем, необходимо было придумать способыопределения расстояний до них.

Ещё Аристотель предполагал, что если Земля движется вокругСолнца, то, наблюдая за звездой из двух диаметрально противоположных точекземной орбиты, можно заметить изменение направления на звезду — её параллактическое(то есть кажущееся) смещение.

Такая же идея измерения расстояний была предложена и НиколаемКоперником после опубликования им гелиоцентрической системы мироустройства.Однако ни Копернику, ни тем более Аристотелю не удалось обнаружить этосмещение.

Лишь к середине XIX века, когда на телескопы стали ставить оборудование дляточного измерения углов, удалось измерить такое смещение у ближайших звёзд.

Какудалось установить, кажущееся перемещение более близкой звезды на фоне оченьдалёких звёзд происходит по эллипсу с периодом в один год и отражает движениенаблюдателя вместе с Землёй вокруг Солнца.

Этот небольшой эллипс, которыйописывает звезда, называется параллактическим эллипсом.

В угловой мере его большая полуось равна величине угла, подкоторым со звезды видна большая полуось земной орбиты, перпендикулярнаянаправлению на звезду. Этот угол называется годичным параллаксом иобозначается греческой буквой π или латинской буквой р.

Зная годичное параллактическое смещение звезды, можно легкоопределить расстояние до неё:

В записанной формуле а — этосредний радиус земной орбиты.

Если учесть, что годичные параллаксы звёзд измеряютсядесятитысячными долями секунды, а большая полуось земной орбиты равна однойастрономической единице, то можно получить формулу для вычисления расстояния дозвезды в астрономических единицах:

Первые надёжные измерения годичного параллакса былиосуществлены почти одновременно в Германии, России и Англии в 1837 году.

В России первые измерения годичного параллакса были проведеныВасилием Яковлевичем Струве для яркой звезды Северного полушария Веги. Давайтепо его данным определим расстояние до этой звезды.

Согласитесь, что для измерения расстояний до звёздастрономическая единица слишком мала. Даже ближайшая к нам звезда —альфа-Центавра — расположена более чем в 273,5 тысячах а. е. Поэтому дляудобства определения расстояний до звёзд в астрономии применяется специальнаяединица длины — парсек (сокращённо пк), названиекоторой происходит от двух слов — «параллакс» и «секунда».

Парсек — это расстояние, с которого средний радиусземной орбиты, перпендикулярный лучу зрения, виден под углом в одну угловуюсекунду:

1 пк= 206 265 а. е. =30,8586 трлн км.

Исходя из определения, расстояние в парсеках равно обратнойвеличине годичного параллакса:

Вернёмся к нашей задаче и определим расстояние до Веги впарсеках, воспользовавшись полученным нами уравнением.

Также, помимо парсека, в астрономии используется ещё однавнесистемная единица измерения расстояний — световой год.

Световой год — это расстояние, которое свет,распространяясь в вакууме, проходит за один год:

1 пк= 3,26 св. г. = 206 265 а. е. = 3 ∙ 1013 км.

В 1989 году Европейским космическим агентством был запущенспутник «Гиппаркос». За 37 месяцев своей работы емуудалось измерить годичные параллаксы более чем миллиона звёзд. При этомточность измерений для более ста тысяч из них составила одну угловуюмиллисекунду.

Однако после того, как астрономы научились определятьрасстояния до звёзд, возникла ещё одна проблема. Оказалось, что звёзды,находящиеся примерно на одинаковом расстоянии от Земли, могут отличаться другот друга по видимой яркости (блеску). При этом видимый блеск не характеризуетреального излучения звезды.

Например, Солнце нам кажется самым ярким объектомна небе лишь потому, что оно находится гораздо ближе к Земле, чем остальныезвёзды. Поэтому для сравнения истинного блеска звёзд необходимо было определятьих звёздную величину на определённом одинаковом расстоянии от Земли. За такоеодинаковое (или стандартное) расстояние принято 10 пк.

Видимая звёздная величина, которую имела бы звезда, если бы находилась от насна расстоянии 10 пк, называется абсолютнойзвёздной величиной.

Почему в качестве эталонного расстояния было выбрано 10парсек? Да для простоты расчётов. Итак, предположим, что видимая звёзднаявеличина звезды на некотором расстоянии D равна т а её блеск — I.

Напомним, что блеск двух источников, звёздные величиныкоторых отличаются на единицу, отличаются в 2,512 раза. То есть для двух звёзд,звёздные величины которых равны т1 и т2соответственно, отношение их блесков выражается соотношением:

Тогда по определению видимая звёздная величина звезды срасстояния в 10 пк будет равна абсолютной звёзднойвеличине М. Если обозначить блеск звезды на этом расстоянии через I0, то длявидимой и абсолютной звёздных величин одной и той же звезды предыдущееуравнение будет выглядеть так:

В тоже время из физики известно, что блеск меняется обратнопропорционально квадрату расстояния:

Подставим данное выражение в предыдущее уравнение, при этомучтём, что :

Теперь прологарифмируем полученное выражение:

И упростим его:

Если учесть, что расстояние до звезды обратно пропорциональноеё годичному параллаксу, то получим формулу, по которой можно вычислитьабсолютную звёздную величину близко расположенных к нам звёзд

Теперь давайте по полученной формуле рассчитаем абсолютнуюзвёздную величину нашего Солнца. Для этого учтём, что его видимая звёзднаявеличина равна–26,8т, а среднее расстояние до него составляетодну астрономическую единицу

То есть наше Солнце выглядит слабой звёздочкой почти пятойзвёздной величины.

Зная абсолютную звёздную величину звезды, можно вычислить еёдействительное общее излучение или светимость.

Светимостью называют полную энергию, излучаемуюзвездой за единицу времени. Светимость звезды можно выразить в ваттах, но чащееё выражают в светимостях Солнца.

Используя формулу Погсона, можнозаписать соотношение между светимостями и абсолютными звёздными величинамикакой-либо звезды и Солнца:

Данную формулу можно переписать, если учесть, что светимостьСолнца принята за единицу, а его абсолютна звёздная величина равна 4,8m:

По светимости (то есть мощности излучения) звёзды значительноотличаются друг от друга. Так мощность излучения некоторых звёзд-сверхгигантовбольше мощности излучения Солнца в 330 тыс. А некоторые звёзды-карлики,обладающие наименьшей светимостью, излучают свет в 480 тыс. раз слабее нашегоСолнца.

Источник: https://videouroki.net/video/26-opredelenie-rasstoyaniya-do-zvyozd-vidimaya-i-absolyutnaya-zvyozdnye-velichiny.html

Как определяют расстояние до звезд: методы и формулы

Определение расстояний до звезд и планет

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’’.

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.

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 –26,7m, Сириус имеет величину –1,46m, а ближайшая к Солнцу звезда Проксима Центавра – величину +11,05m.

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 +4,8m, у Сириуса +1,4m, у Проксимы +15,5m. 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.

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.

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.

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.

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.

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.

Источник: https://FB.ru/article/383874/kak-opredelyayut-rasstoyanie-do-zvezd-metodyi-i-formulyi

Измерение расстояний в астрономии — лекции на ПостНауке

Определение расстояний до звезд и планет

ВИДЕО Умение определять расстояния — без преувеличения одна из основ нашей жизни. Недаром наши предки бороздили океаны, снаряжали экспедиции на материки, чтобы определить размеры земного шара и очертания береговой линии.

Сейчас мы умеем определять расстояния на Земле очень точно. Что касается ближнего космоса, с ним дело обстоит тоже неплохо.

В нашей Солнечной системе мы умеем определять расстояние до Луны, до других планет методом радиолокации, посылая сигнал и принимая отраженный. Время запаздывания дает нам представление о расстоянии. Лазерная локация Луны позволяет засекать расстояния на поверхности Луны с точностью в сантиметры и даже доли сантиметра.

А вот до звезд расстояния определяются уже по-другому.

Субмиллиметровые галактикиОсновная единица расстояний в Солнечной системе — астрономическая единица, или среднее расстояние от Земли до Солнца. Она составляет около 150 миллионов километров. Ей измеряют расстояния как до планет Солнечной системы, так и до других звезд.

Принцип определения расстояний до других звезд довольно прост. Это чистая геометрия. Когда Земля движется по орбите вокруг Солнца, звезда, которую мы наблюдаем, описывает среди более далеких звезд небольшой эллипс, который повторяет форму орбиты Земли.

Размер видимого эллипса обратно пропорционален расстоянию до звезды.

Для межзвездных расстояний вводится единица парсек — сокращение от «параллакс» и «секунда». Это такое расстояние, с которого радиус земной орбиты виден под углом в одну секунду дуги. Наш глаз не способен разрешить такой угол.

Толщина человеческого волоса составляет одну десятую миллиметра. С расстояния 40 сантиметров мы видим волос под углом в одну минуту. Это предельное угловое разрешение нашего глаза. Угол в одну секунду в 60 меньше.

Под таким углом мы могли бы видеть волос на расстоянии 20 метров.

Ближайшие звезды так далеки, что для них углы составляют секунду и меньше. До ближайшей звезды Альфа в созвездии Кентавра чуть больше одного парсека, и угол, под которым с нее видна земная орбита, составляет три четверти угловых секунды. Эти углы мерить очень трудно.

За все время наземных телескопических наблюдений (примерно 100 лет) таким первичным геометрическим методом было измерено немногим больше 10 тысяч звездных параллаксов, то есть расстояний до звезд. Точность составила одну десятую угловой секунды.

Она кажется нам фантастической, но ее можно достигнуть многократными наблюдениями одной и той же звезды.

Чтобы определять расстояния до более далеких звезд, нам нужна точность в тысячу раз лучше. Точность в одну миллисекунду дуги, одну тысячную секунды. Под таким углом человеческий волос будет виден с расстояния 20 километров. Это кажется фантастикой, но такая точность астрономами достигнута.

В 1989 году на околоземную орбиту был запущен спутник «Гиппарх», названный в честь древнего астронома Гиппарха, который составил первый звездный каталог.

Этот спутник смог определить параллаксы более чем до 100 тысяч звезд с точностью в одну миллисекунду дуги и примерно до двух с половиной миллионов звезд с точностью в два-три раза хуже.

Это позволило нам создать трехмерную карту распределения звезд вокруг Солнца до расстояния примерно в две-три тысячи световых лет — около одного килопарсека, то есть одной тысячи парсек. Но это расстояние — лишь малая часть объема нашей галактики, поперечник которой составляет сотню тысяч световых лет.

19-го декабря 2014 года была запущена «Гея» — спутник следующего поколения, который до 2020 года должен измерить высокоточные параллаксы примерно миллиарда звезд с точностью в 10 микросекунд дуги, то есть в 100 раз лучшей. Это диаметр волоса, видимый с расстояния около 2-х тысяч километров. Современная астрономия стимулирует развитие технических средств для очень точного измерения величин на небесной сфере — в том числе угловых. Но это почти предельная точность. Луч света от далекой звезды, проходя мимо других звезд, изменяет направление в соответствии с общей теорией относительности.

Мы с нетерпением ожидаем появления данных с «Геи». Однако даже такая точность измерений не позволяет нам определять расстояния до других галактик, тем более очень далеких. Приходится изобретать новые методы.

Наиболее широкое распространение получил метод «стандартной свечи». Если у вас есть лампочка накаливания мощностью 100 ватт, освещенность, которую она создает с расстояния один метр, в четыре раза больше освещенности, создаваемой с расстояния два метра.

Освещенность падает обратно пропорционально квадрату расстояния.

Звезды можно считать такими же лампочками. Две звезды одинакового размера и температуры должны излучать одинаковую энергию. Если нам известна эта энергия, то звезды подобного типа можно использовать для определения расстояний.

Узнать полное энерговыделение звезды, или светимость, можно с помощью звезд, до которых известны расстояния, измеренные с помощью высокоточных тригонометрических параллаксов. Этот процесс называется калибровкой.

Хотя любая звезда может быть «стандартной свечой», астрономам удобнее использовать звезды, которые чем-то выделяются среди других. Такими являются пульсирующие переменные звезды, или цефеиды.

Цефеида — это гигантский пульсирующий шар. Физики знают, что период собственных колебаний газового шара связан с его средней плотностью. Чем меньше плотность, тем больше период колебаний.

Количество света, которое мы получаем от колеблющейся звезды, меняется строго периодично. Такие звезды легко распознать в других галактиках на фоне звезд постоянного блеска.

Найдя цефеиду, период пульсаций которой равен 10 суткам, мы можем сравнить ее известное энерговыделение с видимым блеском и оценить расстояние до нее, а следовательно, до галактики.

Есть еще более яркие «стандартные свечи» — некоторые типы сверхновых звезд. Сверхновые представляют собой конечный результат эволюции массивных звезд или слияния белых карликов.

Взрыв сверхновой на протяжении нескольких дней выделяет столько энергии, сколько Солнце выделит за всю свою жизнь — 10 миллиардов лет. Такие звезды светят почти как целая галактика и видны на самых границах нашей видимой Вселенной.

Сравнив их известное энерговыделение с видимым блеском, мы определяем расстояние.

Поскольку это самые яркие объекты во Вселенной, изучение сверхновых звезд дает возможность изучать структуру Вселенной на больших масштабах и ее временную эволюцию. Одному из типов сверхновых звезд — взрывающимся белым карликам — удалось обнаружить новый темную энергию, за которую в 2011 году трое астрофизиков получили Нобелевскую премию.

Вспышки на молодых звездахУмение определять расстояния во Вселенной нам совершенно необходимо. Зная расстояния до галактик и их скоплений, мы можем понять наше место во Вселенной и сделать выводы о том, как образовались эти объекты.

«Стандартных свечей» и методов определения расстояний существует гораздо больше.

К сожалению, каждый из этих методов дает свою шкалу расстояний, поэтому не всегда удается согласовать расстояния, определенные разными методами. Примерно каждые 10 лет астрономы, занимающиеся проблемой определения расстояний, собираются вместе и обсуждают животрепещущие вопросы.

Определение расстояний лежит в основе современной астрономии, хотя занимается этими проблемами не так уж много астрономов.

Последняя такая встреча состоялась в августе 2012 года в Пекине. Во время генеральной ассамблеи Международного астрономического союза там проходил специальный симпозиум, посвященный проблемам определения шкалы расстояний и согласования шкал, которые дают разные стандартные свечи.

Источник: https://postnauka.ru/video/31663

Астронет > Расстояния до космических объектов (методы определения)

Определение расстояний до звезд и планет
В астрономии нет единого универсального способа определения расстояний. По мере перехода от близких небесных тел к более далеким одни методы определения расстояний сменяют другие, служащие, как правило, основой для последующих.

Точность оценки расстояний ограничивается либо точностью самого грубого из методов, либо точностью измерения астрономической единицы длины (а.е.), величина к-рой по радиолокац. измерениям известна со среднеквадратичной погрешностью 0,9 км и равна (149597867,9 0,9) км. С учетом различных измерений а.е. Международный астрономич.

союз принял в 1976 г. значение 1 а.е. =149597870 2 км.

Определение расстояний до планет.

Ср. расстояние r планеты от Солнца (в долях а.е.) находят по периоду ее обращения T:
, (1)
где r выражено в а.е., а T – в земных годах. Массой планеты по сравнению с массой Солнца можно пренебречь. Формула (1) следует из 3-го закона Кеплера. Расстояния до Луны и планет с высокой точностью определены методами радиолокации (см. Радиолокационная астрономия).

Определение расстояний до ближайших звезд.

Вследствие годичного движения Земли по орбите близкие звезды немного перемещаются относительно далеких “неподвижных” звезд. За год такая звезда описывает на небесной сфере малый эллипс, размеры к-рого тем меньше, чем дальше звезда. В угловой мере большая полуось этого эллипса приблизительно равна величине макс.

угла, под каким со звезды видна 1 а.е. (большая полуось земной орбиты), перпендикулярная направлению на звезду. Этот угол (), называемый годичным или тригонометрич. параллаксом звезды, служит для измерения расстояния до нее на основе тригонометрич.

соотношений между сторонами и углами треугольника ЗСА, в к-том известен угол и базис – большая полуось земной орбиты (рис. 1).

Расстояние r до звезды, определяемое по величине ее тригонометрич. параллакса , равно:
(а.е.), (2)
где параллакс выражен в угловых секундах.

Рис. 1. Определение расстояния до звезды А по ее видимому годичному перемещению на небесной сфере,вызванному движением Земли по орбите; – параллакс звезды А, С – Солнце, З – Земля, расстояние междуними равно 1 а.е.

Для удобства определения расстояний до звезд с помощью параллаксов в астрономии применяют спец. единицу длины – парсек (пк). Звезда, находящаяся на расстоянии 1 пк, имеет параллакс, равный 1″. Согласно ф-ле (2), 1 пк=206265 а.е.= см. Наряду с парсеком применяется еще одна спец. ед. расстояний – световой год, он равен 0,307 пк, или см.

Ближайшая к Солнечной системе звезда – красный карлик 12-й звездной величины Проксима Кентавра – имеет параллакс 0,762, т.е. расстояние до нее равно 1,32 пк (4,3 св. года).

Нижний предел измерений тригонометрич. параллаксов ~ 0,01″, поэтому с их помощью можно измерять расстояния, не превышающие 100 пк (с относит. погрешностью 50%). При расстояниях до 20 пк относит. погрешность не превышает 10%. Расстояния до более далеких звезд в астрономии определяют в основном фотометрич. методом (см. ниже).

Кроме параллактич. смещений близких звезд можно отметить лишь два случая, когда видимые перемещения деталей космич. объектов по небу можно также использовать для точного определения расстояний до них. Это – неск.

движущихся близких звездных скоплений и быстро перемещающиеся газовые оболочки или сгущения. Примером явл. новые и сверхновые звезды, для разлетающихся оболочек к-рых наряду с видимой скоростью расширения в угловых секундах можно определить спектр.

способом радиальную скорость расширения.

Фотометрический метод определения расстояний.

Освещенности, создаваемые одинаковыми по мощности исчтониками света, обратно пропорциональны квадратам расстояний до них. Следовательно, видимый блеск одинаковых светил (т.е.

освещенность, создаваемая у Земли на единичной площадке, перпендикулярной лучам света) может служить мерой расстояний до них.

Выражение освещенностей в звездных величинах (m – видимая, M – абсолютная звездная величина) приводит к следующей осн. ф-ле фотометрич. расстояний rф (пк):
. (3)

Для светил, у к-рых известны тригонометрич. параллаксы, можно, определив M по этой же ф-ле, сопоставить физ. св-ва с абс. звездными величинами. Это сопоставление показало, что абс. звездные величины многих классов светил (звезд, галактик и др.) можно оценивать по ряду их физ. св-в.

Осн. способом оценки абс. величин звезд явл. спектральный: в спектрах звезд одного и того же спектрального класса обнаружены особенности, указывающие на их абс. величины (чаще всего это усиление линий ионизов. атомов с возрастанием светимости звезд).

По таким признакам звезды разделены на классы светимости (см. Светимости классы). По классам и более мелким подклассам светимости, оцениваемым по спектрам звезд, можно находить абс. величины с погрешность до 0,5m.

Эта погрешность соответствует относительной погрешности 30% при определении rф по ф-ле (3).

Для определения расстояний до звездных скоплений имеется спец. способ, использующий диаграмму “видимая величина-показать цвета” звезд скопления. Она сравнивается с диаграммой “абс.

величина-показать цвета”, к-рая составлена по звездам того же типа близких к нам скоплений (рис. 2). Сдвиг между сравниваемыми диаграммами по вертикали равен модулю расстояния (m-M), по к-рому при помощи ф-лы (3) и находят т.н. фотометрич.

расстояние rф звездного скопления (с относительной погрешностью 20%).

Рис. 2. Зависимость “абсолютная звездная величина MV-показатель цвета (B-V)0″ для исходной главной последовательности (верхняя кривая) и зависимость “видимая звездная величинаm0 – показатель цвета” скопления Персея (нижняя кривая); m0 – видимая звездная величина, свободная от межзвездного поглощения света. Сдвиг по оси звездных величин равен модулю расстоянийm0-MV.

Важный метод определения фотометрич. расстояний в Галактике и до соседних звездных систем – галактик – основан на характерном св-ве переменных звезд – цефеид. Короткопериодические цефеиды (с периодами колебаний блеска менее суток) в среднем имеют абс. величину +0,5m. Они встречаются в шаровых звездных скоплениях, в центр. области и сферич. короне Галактики и относятся к ее звездному населению II типа. По цефеидам в конечном счете найдены расстояния до шаровых звездных скоплений и установлено расстояние от Солнца до центра Галактики.

Для долгопериодических цефеид (периоды колебаний от 1 до 146 сут), относящихся к звездному населению I типа (плоской составляющей Галактики), установлена важная зависимость период-светимость, согласно к-рой, чем короче период колебаний блеска, тем цефеида слабее по абс. величине. С помощью этой зависимости можно определить абс.

величины цефеид по длительности их периодов колебаний блеска и, следовательно,фотометрич. расстояния до цефеид и звездных скоплений, спиральных рукавов и звездных систем, где они наблюдаются (см. Период-светимость зависимость).

Погрешность определения расстояний по цефеидам составляет для звездных скоплений в среднем 40% (в отдельных случаях меньше).

Определение внегалактических расстояний.

Расстояния до ближайших галактик были установлены по оценкам видимых звездных величин цефеид и ярчайших звезд в этих звездных системах. Более тысячи цефеид найдено в Магеллановых Облаках, неск. сотен – в Туманности Андромеды. Цефеиды обнаруженф также в семи неправильных и спиральных галактиках, находящихся в радиусе ок. 3 Мпк вокруг нашей Галактики.

В системах, где не удается обнаружить цефеиды, ищут ярчайшие звезды-сверхгиганты и гиганты высших классов светимости. Ярчайшие сверхгиганты обнаружены в неск. сотнях спиральных и неправильных галактик в радиусе до 10 Мпк (абс. величины их – от -9 до -10m). В эллиптич.

галактиках население I типа (долгопериодич. цефеиды, сверхгиганты и горячие газовые туманности) отсутствует. Оданко небольшие эллиптич. галактики нашей Местной группы (см.

Галактики) на фотографиях распадаются назвезды, ярчайшие из к-рых оказались красными гигантами, аналогичными гигантам в шаровых звездных скоплениях нашей Галактики (абс. величины этих гигантов достигают -2m, радиус обнаружения – ок. 1 Мпк).

По красным гигантам удается оценивать фотометрич. расстояния до эллиптич. галактик внутри Местной группы галактик с погрешностью 20%.

В качестве индикаторов расстояний используются также новые звезды и сверхновые звезды.

В нек-рых галактиках наблюдаются яркие газовые туманности. Оказалось, что линейные размеры наибольших туманностей в галактиках почти одинаковы. Поэтому, измерив угловые размеры d” ярчайшей туманности в к.-л. галактике, можно определить расстояние r до этой галактики. Данный способ применим к спиральным и неправильным галактикам до расстояний 15 Мпк. Погрешность этого метода – не менее 10%.

До остальных галактик фотометрич. расстояния можно определять более грубым способом по оценке интегральной звездной величины галактики. По особенностям внеш. вида спиральных галактик (толщина, длина спиральных рукавов, поверхностная яркость и т.п.

) часто можно грубо оценить светимость галактики или, по крайней мере, установить, что галактика не относится к числу карликовых. В последнем случае ее абс. интегральную величину можно условно принять равной -20m (ср.

значение для галактик-гигантов) и по видимой величине грубо оценить расстояние.

На больших расстояниях (> 1000 Мпк) видимый блеск галактик и др. космич. объектов ослабляется не только в силу фотометрического закона квадрата расстояния, но также, помимо поглощения света, вследствие красного смещения – “покраснения” далеких источников излучения, отражающего расширение Вселенной, что приходится учитывать при определении фотометрич. расстояний.

Определение расстояний по красному смещению

Сравнение фотометрич. расстояний до галактик с величиной смещения z их спектр. линий к красному концу спектра показало, что величина пропорциональна расстоянию r (Хаббла закон): z=Hr/c, где H – постоянная Хаббла. Отсюда получается ф-ла для определения расстояний до далеких галактик, радиогалактик и квазаров:
r=cz/H (Мпк). (4)

Рис. 3. Методы определения расстояний до звезд и внегалактических объектов; указаны современные пределыприменимости методов и основные измерительные принципы.

В пределах систем галактик (пар, групп, скоплений) эта зависимость неприменима из-за собст. скоростей галактик в этих системах. Определение расстояний до сравнительно близких галактик по ф-ле (4) требует также учета движения нашей Галактики в Местной группе галактик и Местной группы относительно окружающих галактик (эта скорость составляет неск. сотен км/с). Проверка пропорциональности красного смещения фотометрич. расстоянию для галактик и радиогалактик, предельно доступных наблюдениям в телескопы, в основном подтвердила закон Хаббла. Однако расстояние, определенное по красному смещению (хаббловское), уже нельзя считать фотометрическим, хотя H и получена по фотометрическим расстояниям галактик.

До 500 Мпк система внегалактич. расстояний (фотометрич. и хаббловских) проверена прямыми определениями расстояний до сверхновых звезд по измерениям их поверхностных темп-р и скоростей расширения оболочек. Надежных оценок значительно больших расстояний пока нет.

На рис. 3 показаны пределы применимости расмотренных методов определения расстояний до космич. объектов.

Для галактик с z>0,5 зависимость (4) принимает более сложный вид и неодинакова для различных космологич. моделей Вселенной.

Лит.:
Струве О., Линдс Б., Пилланс Э., Элементарная астрономия, пер. с англ., М., 1967; Агекян Т.А., Звезды, галактики, метагалактика, 2 изд., М., 1970; Ефремов Ю.Н., В глубины Вселенной, 2 изд., М., 1977; Воронцов-Вельяминов Б.А., Внегалактическая астрономия, 2 изд., М., 1978.

(Ю.П. Псковский)

Источник: http://www.astronet.ru/db/msg/1188617

Как можно определить расстояние до звезд: измерения по формуле в астрономии

Определение расстояний до звезд и планет

Как определяют расстояние до звезд – вопрос, интересующий тех, кто увлекается чтением популярной литературы об астрономии, но не получил специального образования или не нашел информации для проведения расчетов.

Простые методы, применяемые древними астрономами, основаны на угломерных измерениях с нескольких точек. А также формулах, в которых участвует время, вычисленная скорость движения небесных тел и перемещение наблюдателя вместе с планетой Земля.

Все это позволяет определять дистанцию до близких, с точки зрения астрономии, объектов. Но вот расстояние до звёзд такими методами вряд ли возможно вычислить.

Как определить расстояние?

Предыстория вопроса

Поиски подходящих способов, чтобы определить расстояние до ближайшей звезды, занимали умы выдающихся ученых с незапамятных времен. Они наблюдали за звездным небом и дальними небесными объектами иногда на протяжении всей жизни. Революцией в этой отрасли человеческих знаний стало появление телескопов.

Также стоит отметить следующие факты:

  1. Накопление знаний не всегда позволяло делать выводы. А отсутствие взаимообмена сведениями приводило к одновременным открытиям в разных регионах планеты. Если бы была возможность столь широкого обмена информацией, как в сегодняшнем мире, ученым было бы проще делать открытия. Им не приходилось бы измерять различные величины на основании собственных заблуждений и приходить к неверным выводам.
  2. Первое успешное определение дистанции до звёзд состоялось в 1838 году, причем в разных частях планеты. Известный немецкий астроном Фридрих Бессель нашел, каково удаление звезды 61 Лебедя. Гениальный русский ученый В. Струве первым измерил расстояние до Веги, а британский ученый Томас Гендерсон открыл величину удаленности до Альфа Центавра.
  3. Это стало кульминацией накопленных знаний и в то же время – стартом на новой ступени астрономической науки. Проведенные измерения стали успешными только благодаря тому, что расстояние до планет относительно большое и может измеряться в банальных километрах.
  4. Но в 1838 году уже знали, как можно определить расстояние до звезд, правда, не очень дальних, путем измерения углового удаления и вычисления параллакса.

Википедия объясняет дальнейший успех астрономов тем, что удалось объединить усилия научной общественности. Это помогло наладить систему обмена знаниями путем использования печатных изданий, а впоследствии – Всемирной информационной сети.

Однако в современной астрономии универсальный способ находить нужные цифры удаления все еще отсутствует.

При этом используются различные методы, чтобы вычислять нужные науке числа. Переход осуществляется по мере увеличения дистанции, но кратко осваивает уже имеющийся способ расчетов и позволяет сделать основание для нового.

Как определить большую дистанцию?

Астрономическая единица (а. е.) пришла на смену километрам и метрам, с которыми так удобно было определяться в земных расстояниях. Также их применяли, чтобы считать дальность расположенных достаточно близко, по космическим меркам, небесных тел и планет.

Еще в отношении самых близких соседей можно использовать астрономическую единицу в качестве величины для измерения. Ее характеристика примерно стабильна, и относительно недавно (в 1976 году) она была установлена в 149597870 км, с погрешностью в 2 км.

Расстояние до планет

Но удаленность от Солнца (астрономическая единица и есть расстояние до светила), по сравнению с тем, где расположена самая близкая чужая звезда, слишком мало, чтобы мерить космическое пространство, особенно дальний космос. Поэтому возникли такие понятия, как парсек (пк) и скорость светового луча.

Их можно применять для тех объектов, которые никогда не увидеть человеческим невооруженным глазом. Да и световой год вряд ли позволит представить, например, через какое время космический корабль сможет долететь даже до ближайшей галактики.

Наиболее простое решение получила проблема определения расстояний во Вселенной, где находится человек или Солнечная система. Теперь каждый школьник может написать на эту тему реферат или провести презентацию. При этом он не будет особенно задумываться, откуда взялись эти формулы и как определялась удаленность до земного спутника и разных объектов.

Определение расстояний по формуле

Существенную помощь в определении расстояний от далеких планет до Солнца оказал Третий закон великого астронома Иоганна Кеплера. Согласно данному закону квадрат периода обращения планет соотносится, как кубы средних расстояний до центра Солнечной системы.

Сколько составляет расстояние до Луны и самого близкого желтого карлика, удалось определить с помощью метода радиолокации. И хотя для этого потребуется определенное время, но полученная цифра будет достаточно точной.

Как измеряют расстояние до звезд

Определение этих цифр происходит с помощью разных способов измерений. Выбор каждой методики осуществляется в зависимости от дальности расположения и масштаба, который нужно соблюдать при проведении измерений.

Измерение расстояния по формуле

Параллакс позволяет определять на расстоянии не более 100 парсеков, но с некоторыми погрешностями (около 50 %). Чем меньше расстояние, тем меньше наблюдается неточностей. Данный метод измерения позволил выяснить дистанцию от 6 тыс. звезд. Например, от Проксимы (красного карлика) Центавра – каких-то 1,31 пк.

В основе метода лежит смещение видимых, близких звезд относительно дальних, которые визуально представляются неподвижными.

Этот оптический эффект природа дает благодаря собственно движению Земли по ее годичной орбите. Несмотря на грозное словесное описание, метод параллакса в тригонометрическом выражении выглядит довольно просто и не представляет никакой сложности в решении.

Определить расстояние можно по формуле

Чтобы наглядно представить себе, как это выглядит, можно посмотреть видео, которых немало снято популяризаторами. Они предназначены для просмотра теми классами, где изучают астрономию. Пример такого видео приведен ниже.

Источник: https://ProNormy.ru/nauka/kosmos/kak-opredelyayut-rasstoyanie-do-zvezd

Vse-referaty
Добавить комментарий