Звідки нам відомо відстань до зірок і як їх вимірюють

Ми знаємо, що ближче всіх зірок до Землі знаходиться Сонце. Якщо говорити про об’єкти за межами Сонячної системи, то на першому місці по наближеності серед зірок варто Проксима Центавра і система Альфа Центавра. Але як ми це дізналися?

Перші люди не особливо цікавилися зірками, так як вважали космічний простір статичним куполом, де небесні світила намертво прикріплені над Землею. Але потім древні мудреці здогадалися, що світ набагато складніше, ніж здавалося спочатку.

Наприклад, астроном з Стародавньої Греції Аристарх Самоський в III столітті до н.е. постарався визначити віддаленість Сонця. Він порахував, що зірка повинна розташовуватися в 20 разів далі Місяця (сучасний показник в 20 разів більше). Більш сучасні цифри надав астроном Жак Домінік Кассіні в 1672 році, використавши момент протистояння Марса (140 млн. Км).

Візуалізація методу паралакса

Довгий час вченим доводилося користуватися рухом Венери, щоб зрозуміти параметри Сонячної системи. Так виникли великі міжнародні проекти, де вчені з усього світу об’єднували спостереження і виводили дистанції до космічних об’єктів. Але як же дослідники вимірюють ці відстані?

Найпростішим і першим методом став паралакс (тріангуляція). Ви можете не знати про нього, але постійно спостерігаєте ефект в звичайному житті. Згадайте, як їхали в машині, поїзді чи маршрутці. Ви могли помітити, з якою швидкістю миготять наближені предмети (на кшталт стовпів і людей) на тлі більш віддалених (гори, хмари і т.д.). Висновок простий: параллактическое зміщення для близьких об’єктів набагато значніше і примітніше.

ефект паралакса

Паралакс розраховується у вигляді рівняння. Вам буде потрібно база (вимір двох кутів і одного відстані) і знання з тригонометрії, щоб обчислити довжину одного з катетів в прямокутному трикутнику. Чим довше база, тим вагомішими стануть параллактические зміщення і кути.

При переході з одного кінця бази в інший змінюється видиме напрямок на точку. Зрушення об’єкта на тлі далеких небесних тіл називають параллактическим зміщенням. Що земний спостерігач візьме в якості бази? Це діаметр земної орбіти навколо Сонця.

Найскладніше було застосувати паралакс до більш віддаленим зірок. Прорив стався лише в XIX столітті, коли кутомірні прилади стали досить точними. Удача посміхнулася Василю Струве, який в 1837 році вперше опублікував значення паралакса зірки Вега – 0.12 кутової секунди. Далі послідували спостереження від Фрідріха Бесселя для зірки 61 Лебедя – 0.3 ”.

Відстані в методі параллакса для інших зірок стали вимірювати в парсеках (1 парсек = 3.26 світлових року). Це стартова точка відліку, де саме з такої відстані радіус орбіти нашої планети проглядається під кутом в 1 секунду. Якщо хочете обчислити дистанцію до зірки в парсеках, то використовуйте просту формулу, в якій 1 ділиться на зоряний паралакс в секундах.

Метод прекрасно спрацьовує, якщо вимірюєте дистанції не далі за 100 парсек (метод паралакса стикається з бар’єром у вигляді земної атмосфери). Але ж Всесвіт нескінченний. Як побачити більш далекі об’єкти? Тут виручають фотометричні методи, що з’явилися з розвитком фотографії, і змінні зірки (цефеїди). Першою домогтися успіху вдалося астроному Генріетте Левітт. Вона вивчала зоряний блиск на фотометричних пластинках, використовуючи цефеїди на території Малого Магелланової Хмари. Їй вдалося зрозуміти, що з яскравістю зірки збільшується і період коливання блиску.

Завдяки яскравості і видимості цефеїд можна відстежити об’єкти поруч з ними. Якщо згадати про зв’язок періодичності і яскравості, то у вигляді цефеїд отримаємо корисний інструмент для розрахунків масштабів Всесвіту.

Але виміряти дистанцію до найближчої цефеїд складно, так як вона віддалена на 130 парсек. Тому виникла схема «сходи відстані», де проміжним етапом стали розсіяні скупчення зірок, де зоряні об’єкти характеризуються загальним часом формування. Складання графіка з показником температури і яскравості привів до виведення лінії головної послідовності. Всі зірки в скупченні віддалені від Землі майже на єдину дистанцію, тому їх видимий блиск дозволив обчислити міру світності.

Потрібно було визначити точну дистанцію хоча б до одного скупчення, щоб зробити «підгонку головної послідовності». У цьому допомогли Плеяди і Гіади. Після цього вже провели сходи до найближчих цефеидам.

Плеяди – відкрите скупчення, куди входять 3000 зірок і віддалене на 400 світлових років (120 парсеків). Серед імен: Сім Сестер, NGC 1432/35 і M45.

Точність вимірювання підвищується, якщо ви спостерігаєте за зірками ні з Землі, а хоча б на орбіті. Тому в 1989 році стартував супутник Hipparcos, за допомогою якого вміли подати астрономічний каталог з 120 зірок з річний паралакс.

Якщо хочете просунутися ще далі, то не обійтися без червоного зсуву. Виникненню методу зобов’язані астроному Вести Слайфер, який при дослідженні галактичних спектрів зауважив, що багато лінії зміщені в червону сторону по відношенню до спостерігача. Далі за розвиток теми взявся Едвін Хаббл, який вивів постійну Хаббла і зрозумів, що галактики віддаляються (швидкість видалення пропорційна дистанції до галактиці), а Всесвіт розширюється.

У сучасному світі саме метод червоного зсуву дозволяє визначити дистанції до далеких галактик. Звичайно, не будемо забувати про те, що зараз вчені мають у своєму розпорядженні більш просунутими технологіями спостереження і супутниками на орбіті, так що дистанції до зірок весь час уточнюються. Наприклад, остання місія Gaia повинна точно виміряти паралакс, власну і радіальну швидкість для 1 млрд. Зірок.

Ссылка на основную публикацию