V-kosmose.com

Откуда нам известно расстояние до звезд и как их измеряют

Мы знаем, что ближе всех звезд к Земле находится Солнце. Если говорить об объектах за пределами Солнечной системы, то на первом месте по приближенности среди звезд стоит Проксима Центавра и система Альфа Центавра. Но как мы это узнали?

Первые люди не особо интересовались звездами, так как считали космическое пространство статичным куполом, где небесные светила намертво прикреплены над Землей. Но затем древние мудрецы догадались, что мир намного сложнее, чем казалось изначально.

Например, астроном из Древней Греции Аристарх Самосский в III веке до н.э. постарался определить удаленность Солнца. Он посчитал, что звезда должна располагаться в 20 раз дальше Луны (современный показатель в 20 раз больше). Более современные цифры предоставил астроном Жак Доминик Кассини в 1672 году, использовав момент противостояния Марса (140 млн. км).

Долгое время ученым приходилось пользоваться движением Венеры, чтобы понять параметры Солнечной системы. Так возникли крупные международные проекты, где ученые со всего мира объединяли наблюдения и выводили дистанции к космическим объектам. Но как же исследователи измеряют эти расстояния?

Самым простым и первым методом стал параллакс (триангуляция). Вы можете не знать о нем, но постоянно наблюдаете эффект в обычной жизни. Вспомните, как ехали в машине, поезде или маршрутке. Вы могли заметить, с какой быстрой скоростью мелькают приближенные предметы (вроде столбов и людей) на фоне более удаленных (горы, облака и т.д.). Вывод простой: параллактическое смещение для близких объектов намного значительнее и примечательнее.

Параллакс рассчитывается в виде уравнения. Вам потребуется база (измерение двух углов и одного расстояния) и знания по тригонометрии, чтобы вычислить длину одного из катетов в прямоугольном треугольнике. Чем длиннее база, тем более весомыми станут параллактические смещения и углы.

При переходе из одного конца базы в другой меняется видимое направление на точку. Сдвиг объекта на фоне далеких небесных тел называют параллактическим смещением. Что земной наблюдатель возьмет в качестве базы? Это диаметр земной орбиты вокруг Солнца.

Сложнее всего было применить параллакс к более удаленным звездам. Прорыв случился лишь в XIX веке, когда угломерные приборы стали достаточно точными. Удача улыбнулась Василию Струве, который в 1837 году впервые опубликовал значение параллакса звезды Вега – 0.12 угловой секунды. Дальше последовали наблюдения от Фридриха Бесселя для звезды 61 Лебедя – 0.3’’.

Расстояния в методе параллакса для других звезд стали измерять в парсеках (1 парсек = 3.26 световых года). Это стартовая точка отсчета, где именно с такого расстояния радиус орбиты нашей планеты просматривается под углом в 1 секунду. Если хотите вычислить дистанцию к звезде в парсеках, то используйте простую формулу, в которой 1 делится на звездный параллакс в секундах.

Метод прекрасно срабатывает, если измеряете дистанции не дальше 100 парсек (метод параллакса сталкивается с барьером в виде земной атмосферы). Но ведь Вселенная бесконечна. Как увидеть более далекие объекты? Здесь выручают фотометрические методы, появившиеся с развитием фотографии, и переменные звезды (цефеиды). Первой добиться успеха удалось астроному Генриетте Левитт. Она изучала звездный блеск на фотометрических пластинках, используя цефеиды на территории Малого Магелланова Облака. Ей удалось понять, что с яркостью звезды увеличивается и период колебания блеска.

Но измерить дистанцию к ближайшей цефеиде сложно, так как она отдалена на 130 парсек. Поэтому возникла схема «лестницы расстояния», где промежуточным этапом стали рассеянные скопления звезд, где звездные объекты характеризуются общим временем формирования. Составление графика с показателем температуры и яркости привел к выведению линии главной последовательности. Все звезды в скоплении отдалены от Земли почти на единую дистанцию, поэтому их видимый блеск позволил вычислить меру светимости.

Нужно было определить точную дистанцию хотя бы к одному скоплению, чтобы сделать «подгонку главной последовательности». В этом помогли Плеяды и Гиады. После этого уже провели лестницу к ближайшим цефеидам.

Точность измерения повышается, если вы наблюдаете за звездами не с Земли, а хотя бы на орбите. Поэтому в 1989 году стартовал спутник Hipparcos, с помощью которого умели представить астрономический каталог из 120 звезд с годичными параллаксами.

Если хотите продвинуться еще дальше, то не обойтись без красного смещения. Возникновению метода обязаны астроному Весто Слайферу, который при исследовании галактических спектров заметил, что многие линии смещены в красную сторону по отношению к наблюдателю. Далее за развитие темы взялся Эдвин Хаббл, который вывел постоянную Хаббла и понял, что галактики удаляются (скорость удаления пропорциональна дистанции к галактике), а Вселенная расширяется.

В современном мире именно метод красного смещения позволяет определить дистанции к далеким галактикам. Конечно, не будем забывать о том, что сейчас ученые располагают более продвинутыми технологиями наблюдения и спутниками на орбите, так что дистанции к звездам все время уточняются. Например, последняя миссия Gaia должна точно измерить параллакс, собственную и радиальную скорость для 1 млрд. звезд.

[pt_view id="0efc7ffpiy"]