Добавь сайт в закладки нажми CTRL+D
Любители популярной науки много раз слышали стандартные формулировки в стиле: в 30 световых годах от Земли обнаружена новая планета. Всё это конечно хорошо звучит, вот только откуда такая точность? Очевидно, что из обсерватории на Земле не померить расстояние рулеткой. Как тогда астрономы узнают, что до новой планеты действительно именно такой расстояние?
Для этого используется ряд стандартных методик, про которые будет интересно узнать. Начнём с самого главного — световой год.
Световой год – это не единица измерения времени, как может показаться на первый взгляд. Это астрономическая единица измерения расстояния, используемая для описания огромных масштабов Вселенной. Представьте себе: обычные километры или мили становятся совершенно непрактичными, когда речь заходит о расстояниях между звёздами и галактиками. Световой год позволяет оперировать более понятными цифрами.
По сути это расстояние, которое свет преодолевает в вакууме за один земной год. Звучит просто, но за этой простотой скрывается колоссальная величина.
Свет распространяется с невероятной скоростью – примерно 299 792 458 метров в секунду. Если перевести это в километры в год, то получится примерно 9,461 триллиона километров. Это настолько огромное расстояние, что его сложно даже представить.
Но у светового года есть и ещё кое-что очень важное. Я много раз рассказывал про искажения пространства-времени. Так вот свет следует по искаженной матрице пространства-времени, а потому такой подход позволяет описывать расстояния между объектами намного точнее.
Теперь прейдем к самим методикам. Астрономы разработали целый арсенал хитроумных методов, основанных на законах физики, математике и многолетних наблюдениях.
Метод параллакса
Это один из самых старых и надежных методов, применимый для измерения расстояний до относительно близких звёзд (до нескольких сотен световых лет).
Суть метода заключается в измерении кажущегося смещения звезды на фоне более далеких звёзд, когда Земля движется вокруг Солнца.
Представьте себе, что вы смотрите на удаленный объект сначала одним глазом, а потом другим – он немного смещается относительно фона. То же самое происходит и со звездой. В январе мы видим её под одним углом, а в июле (когда Земля находится на противоположной стороне своей орбиты) под другим. Зная диаметр земной орбиты и угол параллакса, можно вычислить расстояние до звезды с помощью тригонометрии.
И тут правильный вопрос: Хорошо, диаметр земной орбиты мы знаем, а где взять угол параллакса?
На самом деле смещение — это не длина, а именно угол. Положение звезды на небе определяется двумя углами так же, как в сферических полярных координатах. Если звезда движется относительно этой системы координат, определяемой очень далёкими квазарами, которые считаются неподвижными, то эти углы меняются, и видимое движение звезды на небе представляет собой угловое смещение.
С точки зрения того, как измеряется параллакс, иллюстрация, показанная во всех учебниках, сильно упрощена. Более реалистичная точка зрения заключается в том, что положение звезды измеряется несколько раз в течение нескольких лет. Годовой параллакс заставляет звезду описывать эллипс на небе относительно фиксированной системы координат. Подгонка параметров эллипса даёт угол параллакса, поскольку форма и размер эллипса зависят от положения звезды и параллакса.
Однако реальность снова усложняется, потому что звёзды также обладают собственным движением внутри Галактики по отношению к Солнечной системе. Это означает, что их положение на небе со временем меняется. Это движение также необходимо учитывать в модели с помощью 5-параметрической астрометрической подгонки — двух углов, определяющих положение в какую-то эпоху, параллакса и двух скоростей собственного движения в двух угловых направлениях.
Боюсь, что всё это ещё больше запутало, поэтому давайте так: У нас всегда известна величина орбиты Земли, мы можем измерить смещение звезды на небосводе относительно другой «центральной звезды». Если достроить тут треугольники, то получится, что у нас всегда есть два основания и угол между ними. Всегда можно достроить перпендикуляр и узнать его длину, а это и будет расстояние до звезды.
Стандартные свечи
Для измерения расстояний до более далеких объектов используются так называемые “стандартные свечи” – объекты, светимость которых хорошо известна. Сравнивая их видимую яркость с их известной светимостью, можно определить расстояние до них (чем дальше объект, тем тусклее он кажется).
К наиболее известным “стандартным свечам” относятся:
- Цефеиды: Это пульсирующие звёзды, период пульсации которых напрямую связан с их светимостью. Измеряя период пульсации цефеиды, можно узнать её светимость и, следовательно, расстояние до неё.
- Сверхновые типа Ia: Это взрывы белых карликов, которые всегда имеют примерно одинаковую светимость. Они очень яркие и их можно увидеть на огромных расстояниях, что делает их незаменимыми для измерения расстояний до далеких галактик.
Хорошо, мы знаем, что у нас есть такой-то объект на таком-то расстоянии и он имеет известную светимость. Откуда нам знать, что сравниваемый с ним объект будет иметь такую же светимость или интенсивность свечения? Может быть он более тусклый?
Для определения светимости звезды астрономы измеряют температуру её поверхности, опираясь на частоту электромагнитного излучения. Это перекликается с логикой изучения спектров. Грубо говоря, зная цвет и химический состав, можно предположить и какая температура у поверхности. После чего, зная температуру, позволяющую определить спектральный класс звезды, выясняют её светимость при помощи диаграммы Герцшпрунга-Рассела.
Затем, имея значения светимости и измерив яркость (видимую величину) звезды, можно посчитать расстояние до неё.
При этом использование стандартных свечей основывается на допущении, что светимость всех стандартных свечей одного типа (которые обладают одинаковыми характеристиками) является одинаковой. В этом случае значение светимости (или абсолютной звёздной величины) стандартной свечи принимается по аналогии с другими объектами того же типа, которые обладают теми же наблюдаемыми характеристиками.
Закон Хаббла: Расширяющаяся Вселенная
Для измерения расстояний до самых далеких галактик используется закон Хаббла, который связывает расстояние до галактики с её скоростью удаления (красным смещением).
Красное смещение – это увеличение длины волны света, испущенного удаляющимся объектом. Измеряя красное смещение галактики, можно определить её скорость удаления и, используя закон Хаббла, оценить расстояние до неё. Этот метод основан на предположении, что Вселенная расширяется равномерно во всех направлениях.
Стоит добавить, что изначально всё увязывается с некоторой известной величиной. Мы знаем, что такая-то галактика, до которой известно расстояние, удаляется с такой-то скоростью. Относительно неё можно измерить скорость удаления другой галактики, расстояние до которой изначально неизвестно. Ключевая мысль — только лишь по скорости удаления ничего сказать не получится, нужно это с чем-то сравнивать.
Метод лазерной локации и радиолокации
Пожалуй, самые точные способы измерения расстояний. Эти методы основаны на принципе “отраженного сигнала” и обеспечивают надежные результаты, недостижимые для традиционных астрономических наблюдений.
Суть метода радиолокации заключается в следующем. Мощный радиопередатчик генерирует сфокусированный радиосигнал, который направляется в сторону исследуемого объекта (например, астероида или планеты). Достигнув цели, радиоволна отражается от поверхности и возвращается обратно на Землю, где принимается специальным оборудованием. Измеряя время, которое потребовалось радиосигналу для преодоления пути “туда и обратно”, и зная скорость распространения радиоволн, можно с высокой точностью вычислить расстояние до объекта. Несмотря на простоту принципа, точность радиолокации ограничена несколькими километрами из-за различных факторов, влияющих на распространение радиоволн в космическом пространстве.
Метод лазерной эхолокации использует аналогичный принцип, но вместо радиосигнала применяется мощный лазерный луч. Преимущество лазерного излучения заключается в его высокой направленности и возможности фокусировки в узкий пучок, что позволяет значительно повысить точность измерений. Отраженный от объекта лазерный луч возвращается на Землю, и, измеряя время его прохождения, можно вычислить расстояние до объекта с поразительной точностью – вплоть до долей сантиметра. Такая высокая точность делает лазерную эхолокацию незаменимой для решения задач, требующих прецизионных измерений, например, для определения орбит искусственных спутников Земли или для изучения рельефа поверхности Луны.
Эти методы стали настоящим прорывом в астрономии и открыли новые возможности для изучения ближнего космоса.
Другие методы
Помимо перечисленных, существует множество других методов измерения расстояний во Вселенной. Примеров очень много, но они относятся скорее к экстравагантным способам изучения Вселенной.
- Метод Талли-Фишера: Связывает светимость спиральной галактики со скоростью её вращения.
- Метод Синяева-Зельдовича: Основан на взаимодействии фотонов микроволнового фона с горячим газом в скоплениях галактик. Реликтовое излучение проходит через горячий газ в скоплении галактик. Фотоны «нагреваются», изменяя спектр излучения. Измеряем искажение спектра и определяем расстояние до скопления.
- Гравитационное линзирование: Использует искривление света массивными объектами (например, галактиками или скоплениями галактик) для определения расстояний до более далеких объектов.
Астрономы постоянно совершенствуют существующие методы и разрабатывают новые, чтобы получать более точные и надежные измерения расстояний во Вселенной. Ведь точное знание расстояний – это основа для понимания структуры и эволюции Вселенной, а также для решения многих других фундаментальных вопросов астрономии и космологии. Это настоящее космическое искусство – измерять то, до чего невозможно дотянуться!
Поделись видео: