в астрономии для измерения расстояний чаще всего используют такие единицы
Измерение расстояний
Вселенная так велика, что привычные на Земле единицы длины, например километр (км), неудобны для измерения космических расстояний. Для масштабов Земли вполне подходят километры, но когда мы говорим, что до ближайшей к нам галактики в созвездии Андромеды 14,4 квинтиллиона км — 14 400 000 000 000 000 000 км, — то число оказывается настолько большим, что становится бесполезным. Поэтому в километрах обычно выражают лишь размеры планет и в отдельных случаях — расстояния в пределах Солнечной системы. Полезной мерой длины для нашей Солнечной системы является астрономическая единица (а. е.) — среднее расстояние от Земли до Солнца, равное 149 597 870,610 км. Так, расстояние от Меркурия до Солнца равно 1/3 а. е., а среднее расстояние от Плутона до Солнца — 40 а. е.
Расстояние до далеких и недоступных нам звезд можно определить из геометрии, измерив направления на этот предмет с двух концов известного отрезка (базиса), а затем рассчитав размеры треугольника, образованного концами отрезка и удаленным предметом. В качестве базиса используется расстояние между двумя точками земной орбиты, которые наша планета проходит с интервалом в несколько месяцев. При перемещении Земли направление на звезду изменится, она немного сместится на фоне более далеких звезд. Такое смещение более близкой звезды на фоне более далеких называется параллаксом.
Существуют и другие методы, с помощью которых расстояние до звезды можно получить косвенным путем, используя различные астрофизические или статистические соотношения.
Астрономы, изучающие небесные тела и астрономические объекты, находящиеся за пределами Солнечной системы, в качестве единицы расстояний в своей работе используют парсек (пк) — внесистемную единицу расстояний в астрономии, равную расстоянию до космического объекта, с которого радиус орбиты Земли виден под углом 1”. Средний радиус земной орбиты 149 597 870 690м, и парсек, основанный на орбите Земли, равен 30 856 775 813 057 300 м.
Небесное тело, расположенное на расстоянии всего в один парсек, как раз и имеет годичный параллакс в одну угловую секунду (1/1800 диаметра Луны, который приблизительно равен 3476 км).
В научно-популярной литературе обычно используется другая внесистемная единица измерения астрономических расстояний — световой год. Световым годом называется расстояние, которое свет (электромагнитные волны) проходит в вакууме за один т. н. юлианский год, состоящий из 365,25 дней по 86 400 секунд каждый. Скорость света составляет 299 792 км в секунду, и ничто во Вселенной не движется быстрее. Двигаясь со скоростью около 300 000 км в секунду, свет может семь раз обогнуть Землю буквально за одно мгновение. Один световой год приблизительно равен 9,46 триллионов километров (9,46 · 10 12 км).
1 парсек ≈ 3,26 св. года ≈ 206 000 а. е.
Ближайшая к нашей Солнечной системе звезда Проксима Центавра (Кентавра) удалена от нас на расстояние 4,2 световых года (для сравнения, свет Солнца достигает Земли за 8,5 минут, то есть мы всегда видим то, что происходило на Солнце 8,5 минут ранее). Проксима Центавра — это светило, которое в 7 раз меньше Солнца и довольно тусклое, мы видим его лишь потому, что оно расположено очень близко от нас. Более яркие объекты мы сможем увидеть с более далекого расстояния.
Например, гораздо ярче звезд гигантские звездные системы — галактики. Одна из наших ближайших соседок по космосу, галактика Андромеды, удалена от нас на 2,5 млн световых лет. Одной из самых далеких звездных систем в настоящее время является галактика EGS8p7. Ее свету понадобилось 13,24 млрд лет, чтобы долететь до Земли. Мы видим эту галактику лишь потому, что на луче зрения в направлении нее практически отсутствует нейтральный газ, хорошо поглощающий свет. С улучшением астрономических методов и приборов мы будем заглядывать все дальше и дальше вглубь Вселенной, так что EGS8p7 не самая далекая звездная система, которую разглядит человечество.
Чтобы оценить масштабы расстояний в космосе (и то, почему для их измерений используется столько различных единиц), сравним расстояния от Земли до разных объектов:
Расстояния в астрономии
Вы будете перенаправлены на Автор24
Единицы измерения астрономических расстояний
Какие же системы и меры расчета используются в астрономии?
Астрономическая единица (а. е).
Данная единица используется для измерения расстояний внутри нашей Солнечной системы или внутри иных планетных систем. Такая единица равняется радиусу орбиты Земли вокруг Солнца. Или же среднему расстоянию от нашей планеты до Солнца. Таким образом, одна астрономическая единица получается равная примерно 150 000 000 км.
В пользу использования астрономической единицы, в частности, говорит возможность сравнивать измеряемые расстояния с удаленностью Земли от Солнца. Измерения таких больших чисел в километрах неудобно и затруднительно.
Толчком к появлению астрономической единицы послужило открытие того, что Земля обращается вокруг Солнца, и разработка Кеплером законов небесной механики. С помощью расчетов удалось установить точное расстояние от Земли до Солнца и до планет Солнечной системы.
В дальнейшем благодаря развитию науки и техники удалось уточнить расстояния от Земли до Солнца и планет нашей системы.
В 1962 году специалистам удалось измерить при помощи радиолокационных сигналов расстояние от Земли до Солнца. В результате эталоном была принята средняя величина, которая равна 149597870,7 км. С таким значением данное определение и содержится теперь в Международной системе единиц СИ.
Однако, наблюдения показали, что астрономическая единица не является постоянной. Так, выяснилось, что в течении каждых 7 лет длина астрономической единицы увеличивается на метр. Точного объяснения такого увеличения расстояния нет. Однако, наиболее поддерживаемой теорией является идея о том, что причиной является уменьшение массы Солнца из-за воздействия солнечного ветра.
Световой год
Световой год – это единица измерения расстояний в космосе, которая, однако, не является системной и применяется в основном в учебной и популярной литературе по астрономии.
Под световым годом понимается расстояние, которое пройдет луч света за 365,25 земных дня (т. е. за земной год) в вакууме, при этом не луч не должен на себе испытывать воздействие магнитных полей.
Готовые работы на аналогичную тему
Световой год равен 9,46 триллионам километров
В научной практике световой год применяется редко и в основном для выражения расстояний до не особо далеких объектов в космосе. Причиной этого является, то, что при выражении расстояния до далеких галактик в световых годах, число оказывается слишком большим и неудобным в расчетах. Поэтому для подобных расчетов применяется парсек.
Парсек
Парсек – происходит от сокращения «параллакс секунда», и является внесистемной единицей измерения, с помощью которой происходит определение расстояния до очень отдаленных объектов исследования.
Для понимания того, что такое парсек необходимо узнать, что такое параллакс.
Параллакс состоит в том, что при перемещении наблюдателя в процессе наблюдения за двумя отдаленными друг от друга телами, расстояние между данными объектами также меняется.
При наблюдении за звездами параллакс возникает при изменении положения звезды при смещении Земли на один градус её орбиты. Это называется годичный параллакс и измеряется в угловых секундах. В результате если годичный параллакс равен одной угловой секунде, то и расстояние до звезды оценивается в один парсек. Точное число парсека оценивают в 3,0856776•1016 метра или 3,2616 светового года. 1 парсек равен примерно 206 264,8 а. е.
Методы определения расстояний в астрономии
Метод лазерной локации и радиолокации.
Метод лазерной локации заключается в отправлении в сторону объекта наблюдения радиосигнала. После этого объект отражает сигнал и тот возвращается обратно. В результате, время, которое тратится на преодоления расстояния, помогает определить расстояние до цели. При этом точность радиолокации составляет всего несколько километров.
Лазерная локация предполагает отправку светового луча, который помогает таким же образом определить расстояние до цели, но уже с точностью до долей сантиметра.
Метод тригонометрического параллакса.
Тригонометрический параллакс является одним из самых простых методов измерения расстояния в космосе. Данный метод основан на школьных знаниях из геометрии.
Итак, рассмотрим метод тригонометрического параллакса.
Начертим отрезок (иначе именуемый базисом) между двумя точками на поверхности Земли. Затем мы выбираем нужный объект на небе, расстояние до которого нам нужно определить, и обозначаем его как вершину получившегося у нас треугольника. Потом мы замеряем углы между начертанным базисом и прямыми, которые были проведены от выбранных точек до нужного нам объекта в небе. А поскольку нам известна сторона и два прилежащих к ней угла треугольника, то можно определить и остальные его элементы.
Рисунок 1. Тригонометрический параллакс. Автор24 — интернет-биржа студенческих работ
В первое время в роли базиса выступал радиус Земли, однако, впоследствии в качестве базиса стали брать средний радиус орбиты Земли, т. е. астрономическую единицу. Это позволяло узнать расстояние до более отдаленных небесных тел. Угол, который лежал в данном случае напротив базиса называется годичным параллаксом.
Такое измерение расстояние до звезд не очень удобно при исследованиях с Земли. Причиной являются помехи атмосферы. Поэтому определение годичного параллакса для объектов расположенных на расстоянии больше чем в 100 парсек не удавалось.
Выходом стал, в частности, запуск в 1989 год Европейским космическим агентством космического телескопа Hipparcos. Этот телескоп способен определить расстояние до звезд в 1000 парсек.
Итогом стало получение трехмерной карты всех звезд, расположенных вокруг Солнца. А в 2013 году тоже Агентство запустило ещё более точный аппарат – Gaia. Точность данного аппарата в 100 раз лучше прежнего. Это позволяет наблюдать все звезды Млечного Пути.
Метод стандартных свечей.
Метод стандартных свечей основан на том, что чем дальше от наблюдателя источник света, тем он кажется более тусклым. В результате возможно сравнивать расстояние до нужных звезд с расстояниями до звезд с известными нам мощностями.
При использовании данного метода за основу стандартных свечей берут источники, мощность которых известна исследователям. Таким источником может выступать звезда, температура поверхности и яркость которой известна. Такие расчеты помогают получить общие данные о расстоянии до галактики, в которой эта звезда расположена.
Недостатками такого метода является его сложность и не очень высокая точность.
Уникальные стандартные свечи.
При помощи данного метода удается более точно определить расстояния до звезды, опираясь на характеристики цефеид.
Цефеиды – переменные пульсирующие звезды, которые используются земными астрономами как своеобразные маяки – стандартные свечи. Изучая их физические свойства, астрономам удалось узнать, что цефеиды обладают такой особенностью как период пульсации. Период пульсации и яркость переменных звезд дают возможность узнать светимость и соответственно расстояние до данной звезды.
Рисунок 2. Цефеиды. Автор24 — интернет-биржа студенческих работ
Также в роли уникальных стандартных свечей могут выступать сверхновые, чья светимость известна, а также красные гиганты.
Единицы измерения в космосе
Расстояние между Землей и Луной громадно, но кажется крохотным в сравнении с масштабами космоса.
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.
Материалы по теме
Световой год 
Парсек
Наиболее 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.
Телескоп ТГ-1 лазерного локатора ЛЭ-1, полигон Сары-Шаган
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.
Масштабы разведанной существующими методами Вселенной впечатляют. Смотреть инфографику в полном размере.
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
Цефеида PTC Puppis
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.
Цефеиды — «маяки Вселенной».
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 цифрах
Расстояния в Солнечной системе:
Расстояния в Млечном Пути и за его пределами:
Расстояния в космосе
Расстояние между Землей и Луной громадно, но кажется крохотным в сравнении с масштабами космоса.
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.
Материалы по теме
Световой год
Парсек
Наиболее 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 3,0856776·10 16 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.
Телескоп ТГ-1 лазерного локатора ЛЭ-1, полигон Сары-Шаган
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.
Масштабы разведанной существующими методами Вселенной впечатляют. Смотреть инфографику в полном размере.
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
Цефеида PTC Puppis
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.
Цефеиды — «маяки Вселенной».
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 цифрах
Расстояния в Солнечной системе:
Расстояния в Млечном Пути и за его пределами:
Похожие статьи
Понравилась запись? Расскажи о ней друзьям!