В чем измеряется расстояние в космосе: Почему расстояния в космосе измеряются не в километрах, а в световых годах и парсеках?

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

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.

Тригонометрический параллакс

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:

• 1 а.е. от Земли до Солнца = 500 св. секунд или 8,3 св. минуты
• 30 а. е. от Солнца до Нептуна = 4,15 световых часа
• 132 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 звезды
• 8 000 парсек (26 тыс. св. лет) – расстояние от Солнца до центра Млечного Пути
• 30 000 парсек (97 тыс. св. лет) – примерный диаметр Млечного Пути
• 770 000 парсек (2,5 млн. св. лет) – расстояние до ближайшей большой галактики – туманность Андромеды
• 300 000 000 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).

Понравилась запись? Расскажи о ней друзьям!

Просмотров записи: 27825

Запись опубликована: 14.04.2016
Автор: Владимир Соловьев

Расстояния в космосе. Ближайшие к нам звезды и объекты

Содержание страницы:

Все когда-либо путешествовали, затрачивая конкретное время на преодоление пути. Какой же бесконечной казалась дорога, когда она измерялась сутками. От столицы России до Дальнего Востока – семь дней езды на поезде! А если на этом транспорте преодолевать расстояния в космосе? Чтобы добраться до Альфа Центавра поездом потребуется всего-то 20 млн. лет. Нет, лучше на самолёте – это в пять раз быстрее. И это до звезды, находящейся рядом. Конечно, рядом — это по звёздным меркам.

Расстояние до Солнца

Аристарх СамосскийАриста́рх Само́сскийАстроном, математик и философ, жил в III веке до н. э. Первым догадался что земля вращается вокруг Солнца и предложил научный метод определения расстояний до нее. ещё за двести лет до нашей эры попытался определить расстояние до Солнца. Но вычисления его были не очень верны – он ошибся в 20 раз. Более точные значения получил космический аппарат Кассини в 1672 году. Были измерены положения Марса во время его противостояния из двух различных точек Земли. Высчитанное расстояние до Солнца получилось 140 млн. км. В середине ХХ в, при помощи радиолокации Венеры, выяснились истинные параметры расстояний до планет и Солнца.

Сейчас нам известно, что расстояние от земли до Солнца  — 149 597 870 691 метр. Это значение называется астрономической единицей, и оно является фундаментом для определения космических расстояний по методу звёздных параллаксов.

Многолетние наблюдения также показали, что Земля отдаляется от Солнца примерно на 15 метров в 100 лет.

Расстояния до ближайших объектов

Мы мало задумываемся о расстояниях, когда смотрим прямые трансляции из дальних уголков земного шара. Телевизионный сигнал приходит к нам практически мгновенно. Даже с нашего спутника, Луны, радиоволны долетают до Земли за секунду с хвостиком. Но стоит заговорить об объектах более дальних, и тотчас приходит удивление. Неужели до такого близкого Солнца свет летит 8,3 минуты, а до ледяного Плутона – 5,5 часов? И это, пролетая за секунду почти 300 000 км! А для того, чтобы добраться к той же Альфе в созвездии Центавра, лучу света потребуется 4,25 года.

Даже для ближнего космоса не совсем годятся наши, привычные, единицы измерения. Конечно, можно проводить измерения в километрах, но тогда цифры будут вызывать не уважение, а некоторый испуг своими размерами. Для нашей Солнечной системы принято проводить измерения в астрономических единицах.

Теперь космические расстояния до планет и других объектов ближнего космоса будут выглядеть не так страшно. От нашего светила до Меркурия всего 0,387 а.е., а до Юпитера – 5,203 а.е. Даже до самой удалённой планеты – Плутона – всего 39,518 а.е.

До Луны расстояние определено с точностью до километра. Это удалось сделать, поместив на его поверхность уголковые отражатели, и применив метод лазерной локации. Среднее значение расстояния до Луны получилось 384 403 км. Но Солнечная система простирается гораздо дальше орбиты последней планеты. До границы системы целых 150 000 а. е. Даже эти единицы начинают выражаться в грандиозных величинах. Тут уместны другие эталоны измерений, потому что расстояния в космосе и размеры нашей Вселенной – за границами разумных представлений.

Средний космос

Быстрее света в природе ничего не бывает (пока не известны такие источники), поэтому именно его скорость была взята за основу. Для объектов, ближайших к нашей планетной системе, и для удалённых от неё, принят за единицу путь, пробегаемый светом за один год. До границы Солнечной системы свет летит около двух лет, а до ближайшей звезды в Центавре 4,25 св. года. Всем известная Полярная звезда расположилась от нас на удалении в 460 св. лет.

Каждому из нас мечталось отправиться в прошлое или будущее. Путешествие в прошлое вполне возможно. Нужно лишь взглянуть в ночное звёздное небо – это и есть прошлое, далёкое и бесконечно далёкое.

Все космические объекты мы наблюдаем в их далёком прошлом, и чем дальше наблюдаемый объект, тем дальше в прошлое мы смотрим. Пока свет летит от далёкой звезды до нас, проходит столько времени, что возможно  в настоящий момент этой звезды уже не существует!

Ярчайшая звезда нашего небосвода – Сириус – погаснет для нас только через 9 лет после своей смерти, а красный гигант Бетельгейзе – только через 650 лет.

Наша галактика имеет размер в поперечнике 100 000 св. лет, а толщину около 1 000 св. лет. Представить такие расстояния невероятно трудно, а оценить их практически невозможно. Наша Земля, вместе со своим светилом и другими объектами Солнечной системы, обращается вокруг центра галактики, за 225 млн. лет, и делает один оборот за 150 000 св. лет.

Дальний космос

Расстояния в космосе до далёких объектов измеряют, используя метод параллакса (смещения). Из него вытекла ещё одна единица измерения – парсек Парсек (пк) — от параллактической секундыЭто та дистанция, с которой радиус земной орбиты наблюдается под углом в 1″.. Величина одного парсека составила 3,26 св. года или 206 265 а. е.  Соответственно, есть и тысячи парсек (Кпк), и миллионы (Мпк). А самые дальние объекты во Вселенной будут выражаться в расстояниях миллиард парсек (Гпк). Параллактическим способом можно пользоваться для определения расстояний до объектов, удалённых не далее 100 пк, большие расстояния будут иметь очень значительные погрешности измерений. Для исследования далёких космических тел применяется фотометрический метод . В основе этого метода находятся свойства цефеид – переменных звёзд.

Каждая цефеида имеет свою светимость, по интенсивности и характеру которой можно оценивать удалённость объекта, находящегося рядом.

Также для определения расстояний по яркости используют сверхновые звёзды, туманности или очень большие звёзды классов сверхгигантов и гигантов. Посредством этого способа реально вычислять космические расстояния до объектов, расположенных не далее 1000 Мпк. Например, до ближайших к Млечному Пути галактик – Большого и Малого Магеллановых Облаков, получается соответственно 46 и 55 Кпк. А ближайшая галактика Туманность Андромеды окажется на удалении 660 Кпк. Группа галактик в созвездии Большая Медведица отстоит от нас на 2,64 Мпк. А размер видимой вселенной 46 миллиардов световых лет, или 14 Гпк!

Измерения из космоса

Для повышения точности измерений в 1989 году стартовал спутник «Гиппарх». Задачей спутника было определение параллаксов более 100 тысяч звёзд с миллисекундной точностью. В результате наблюдений, были вычислены расстояния для 118 218 звёзд. В их число вошли больше 200 цефеид. Для некоторых объектов изменились ранее известные параметры. Например, рассеянное звёздное скопление Плеяды приблизилось – вместо 135 пк прежнего расстояния получилось всего 118 пк.

В чем измеряются космические расстояния?

Что такое лунное расстояние? Для чего используются астрономические единицы? Чему равен один световой год? В сегодняшней статье мы дадим простые ответы на эти вопросы.

Обязательно посмотрите нашу инфографику – в ней мы постарались наглядно объяснить использование единиц измерения космических расстояний.

Что такое лунное расстояние?

В астрономии лунным расстоянием (сокращенно LD) называется среднее расстояние от центра Земли до центра Луны, которое составляет 384 400 километров. Это примерно 30 диаметров Земли.

Почему используется среднее расстояние? Дело в том, что орбита Луны не является идеально круглой, из-за чего расстояние от Земли до Луны периодически меняется. В перигее (ближайшая к Земле точка лунной орбиты) Луна в среднем находится на расстоянии 363 228 километров от нас, а в апогее (наиболее удаленная от Земли точка орбиты) – на расстоянии 405 400 километров.

Лунное расстояние в основном используется для измерения расстояний до околоземных объектов

– астероидов и комет. Например, астероид 2001 FO32, пролетевший рядом с Землей в марте 2021 года, находился в пяти лунных расстояниях от нашей планеты.

Что такое астрономическая единица?

Одна астрономическая единица (сокращенно а.е. или AU) равна среднему расстоянию от Земли до Солнца, которое составляет 150 миллионов километров. Так как Земля движется по эллиптической орбите, расстояние от нашей планеты до Солнца изменяется в течение года примерно на 3%. По этой причине астрономы берут за основу среднее расстояние.

Астрономические единицы используются для измерения расстояний между объектами внутри Солнечной системы, а также внутри экзопланетных систем. Например, находясь в ближайших к Земле точках своих орбит, Марс и Юпитер располагаются на расстояниях 0,37 а.е. и 3,9 а.е. от Земли, соответственно.

Чему равен один световой год?

Несмотря на свое название, световой год (сокращенно св. год или ly) – это единица измерения расстояния, а не времени. Один световой год равен

расстоянию, которое свет проходит в вакууме за 365 дней – оно составляет 9,46 триллионов километров.

Световые годы используются для измерения расстояний до объектов за пределами Солнечной системы, таких как другие звезды и галактики. Например, ближайшая к нашему Солнцу звезда, Проксима Центавра, находится на расстоянии 4,24 световых года от нас. Расстояние до ближайшей к нам большой галактики, Галактики Андромеды, составляет 2,5 миллиона световых лет.

В профессиональной астрономии вместо световых лет чаще используются парсеки (сокращенно пк или pc). Один парсек равен 3,26 светового года.

Мы надеемся, что теперь вы стали лучше разбираться в единицах измерения расстояний до космических объектов. Желаем вам ясного неба и успешных наблюдений!

Как измеряют расстояния в космосе?

Поделитесь с друзьями!

Когда люди смотрят на ночное небо, они задаются простым вопросом: как далеко находится эта планета? Или эта звезда? Или эта галактика? Расстояние — одно из самых фундаментальных измерений, которое проводят астрономы. Но оно также является и одним из самых сложных. К счастью, у астрономов есть инструмент, который помогает им ответить на главный вопрос: как далеко находится тот или иной космический объект? Этот инструмент называется космическая шкала (лестница) расстояний.

Эта лестница имеет определенные «ступеньки». В их качестве выступают объекты с определенными свойствами, которые позволяют астрономам уверенно измерять расстояние до них. Переход к каждой последующей ступени основан на методах измерения объектов, которые находятся еще дальше. А следующий шаг часто совмещается с предыдущим. Например, когда астрономы измеряют расстояние до галактики, они используют одну ступеньку. А затем могут измерить расстояние, используя следующую ступеньку. А потом сопоставить полученные значения. Это позволяет им двигаться все дальше. И измерять все большие и большие расстояния.

Параллакс

Этот метод измерения расстояний позволяет вычислить удаленность ближайших звезд. Это способ, которым когда-то спутник Hipparcos, а теперь и космический аппарат Gaia, измеряют расстояния до звезд Млечного пути. Технология основана на анализе движения близлежащих звезд, когда те перемещаются на фоне более далеких звезд, которые выглядят фиксированными. Сравнивая фактическое видимое положение звезды с ее видимым положением шесть месяцев назад, астрономы могут рассчитать расстояние до нее. Но проблема заключается в том, что это работает только для звезд, которые находятся достаточно близко к нам. Только в этом случае мы сможем отследить их движение на отдаленном фоне. С использованием современных технологий с помощью параллакса можно измерять расстояния до звезд, находящихся на удалении от нас в десятки тысяч световых лет.

Звездные маяки

Используя параллакс, мы не можем измерить расстояния до всех звезд даже нашего Млечного Пути. Ведь его диаметр составляет не менее 100 тысяч световых лет. Поэтому следующая ступень измерения расстояний опирается на свойства переменных звезд. Их еще называют цефеидами или переменными типа RR Лиры. Эти звезды со временем меняют свою яркость. Как это работает? Физика говорит, что все звезды, например, типа RR Лиры имеют одинаковую яркость. Потому что они имеют определенный и известный возраст и массу. Однако реальные цефеиды такого же класса имеют разную яркость. По соотношению яркостей между эталонной цефеидой, расстояние до которой определено, и звездой того же класса астрономы могут измерить расстояние до последней. Но как же астрономы узнают, что эталонная цефеида, и та, до которой вычисляется расстояние, относятся к одному классу? Все просто. Период их мерцания говорит об их массе и возрасте.

Подобные переменные звезды есть не только в нашей галактике. Астрономы обнаружили их и в ближайшей к нам галактике — Галактике Андромеды. Она находится на расстоянии около 2,5 миллиона световых лет. А так же подобные объекты есть в скоплении Дева, удаленной от нас на расстояние около 50 миллионов световых лет.

В далекой галактике…

Но по мере увеличения расстояния до галактик телескопы уже не могут различить отдельные звезды. Точно так же, как буквы на плакате у окулиста становятся нечеткими по мере их уменьшения. В конце концов, звезды больше не могут быть использованы в качестве следующей ступени на лестнице расстояний. Поэтому, чтобы измерить расстояния до самых далеких галактик, астрономы полагаются на чрезвычайно яркие объекты. Они способны сиять на огромные расстояния.

Наиболее часто используемый для этих целей объект называется сверхновой типа Ia. Считается, что это событие — взрыв белого карлика, остатка звезды, подобной Солнцу. Он происходит тогда, когда объект превышает определенный предел веса. Из-за физических свойств белых карликов они не могут весить более чем 1,4 массы нашего Солнца. Но в двойных звездных системах они могут украсть материю у своего спутника, нарушить равновесие и взорваться. Поскольку сверхновые типа Ia всегда имеют примерно одну и ту же массу, они всегда имеют примерно одинаковую яркость. Соответственно, чем меньше эта яркость, тем дальше от нас находится объект. А эти объекты очень яркие. Их видно на расстоянии около 10 миллиардов световых лет и даже дальше.

Красное смещение

И, наконец, самая высокая ступенька космологической лестницы расстояний. Красное смещение. Астрономы измеряют его значение, анализируя спектр космических объектов. Каждый элемент или молекула оставляет разные следы в этом спектре. Они проявляются лишь на определенных длинах волн. Но если галактика удаляется от нас, все частоты ее спектра смещаются в сторону увеличения. Длины волн спектров химических элементов меняются. И величина, на которую они сместились, называется красным смещением. Этот сдвиг связан с расстоянием до галактики по закону Хаббла. Он гласит, что чем дальше галактика находится от Земли, тем быстрее она удаляется от нас. Это происходит из-за расширения Вселенной. Измерение красного смещения позволило астрономам обнаружить некоторые из самых ранних известных галактик. Они находятся на расстоянии более 13 миллиардов световых лет от Земли.

Если вы нашли ошибку, пожалуйста, выделите фрагмент текста и нажмите Ctrl+Enter.

Поделитесь с друзьями!

Звезда с звездою говорит

Вы, вероятно, слышали и про световые года, и про парсеки и представляете себе, что это очень далеко от нас, а если у галактик есть еще и красное смещение, то это где-то совсем на краю Вселенной. Мы решили написать подробный обзор о том, что такое астрономические расстояния и как человечество узнает, насколько далеки от нас объекты, до которых мы не можем (и, скорее всего, никогда не сможем) добраться.

Если вам лень читать всю статью целиком, то вот вам схема, фактически полностью раскрывающая ее содержание. Это так называемая «лестница космических расстояний», которая показывает, как далеко от нас находятся различные космические тела — от объектов Солнечной системы до скоплений галактик — и, что более важно, какими методами эти расстояния измеряют. Если же схема покажется вам избыточно сложной, то наша статья поможет в ней разобраться.

Лестница космических расстояний, которая ведет от ближайших к нам звезд (внизу) до крупномасштабной структуры Вселенной (наверху). Розовым цветом выделены методы измерения, основанные на знании законов звездообразования, светло-зеленым — методы, основанные на маломассивных и переменных звездах, синим — геометрические методы определения расстояний, бордовым — методы измерения расстояний по вспышкам сверхновых, темно-зеленым — прочие разнообразные методы, вроде эффекта Сюняева-Зельдовича или гравитационных волн. Важно, что все методы взаимосвязаны — это позволяет перепроверять и уточнять их.

Richard de Grijs

Стандартные единицы

Начать, видимо, надо с того, что стандартные единицы — метры или километры — используются только в узких разделах астрономии, при изучении ближайших к нам небесных тел: когда надо определить радиус Солнца, размер красного пятна Юпитера, параметры колец Сатурна или каких-то уникальных компактных объектов Вселенной, вроде нейтронных звезд.

Если говорить о том, как далеко от нас находятся объекты, то самые большие расстояния, измеряемые в километрах, — это расстояния до других планет Солнечной системы. Связано это в том числе и с тем, что измерялись они с помощью радио-радаров, которые посылали сигналы известной частоты и фиксировали время, необходимое сигналу, отразившемуся от поверхности планеты, для возвращения. Радары постоянно используются на Земле, поэтому ничего нового для определения расстояния, скажем, до Венеры изобретать не пришлось, отсюда и привычные единицы измерения — километры. Законы движения небесных тел позволяют определить расстояние до более далеких тел через более близкие. Так, зная расстояние до Венеры, нетрудно очень точно рассчитать расстояние до Солнца. Для этого достаточно вооружиться простейшими знаниями тригонометрии и представить Землю, Солнце и Венеру в вершинах прямоугольного треугольника. Но к синусам мы еще вернемся, поэтому давайте просто скажем, что метры и километры довольно редко используются в качестве шкалы расстояний, хотя опытный астрофизик всегда переведет все свои расстояния именно в них, прежде чем читать научно-популярную лекцию.

Следующая ступенька лестницы расстояний — астрономическая единица (а.е.), которая раньше была привязана к среднему расстоянию до Солнца (не надо забывать, что орбита Земли — это эллипс, а значит, расстояние меняется в течение года). В наше время астрономическая единица выражается через расстояние от Солнца, на котором оно будет создавать гравитационный потенциал определенной величины, и равна 149597870700 метрам (примерно 150 миллионам километров). Исторически астрономическая единица связана с параметрами орбиты Земли, ее точное измерение стало возможным после открытия Кеплером законов движения небесных тел и наблюдений Христианом Гюйгенсом прохождения Венеры по диску Солнца. Поэтому сейчас обозначение «а.е.» встречается в работах, описывающих положение тел в Солнечной системе (например, Юпитер находится на расстоянии 4,95 а.е., диаметр пояса астероидов — 6,4 а.е., гипотетическое облако Оорта удалено от нас на 20000–50000 а.е.) или положение тел, вращающихся вокруг других звезд (так, ближайшая к нам землеподобная экзопланета, Проксима Б, находится всего в 0,05 а.е. от своего светила). Иногда эти же единицы используются в более узких разделах астрофизики, например, при изучении протопланетных дисков или туманностей, но в таких работах, опять же, должна присутствовать центральная звезда (или ее остаток), от которой эти единицы отсчитываются. Значение астрономической единицы известно с точностью +/-3 метра, но для работы с по-настоящему космическими масштабами она маловата. Если мы хотим выйти за пределы Солнечной системы и измерить расстояния до других звезд и галактик, нам нужна линейка побольше.

Метод параллакса

Такая линейка известна еще с античных времен и требует лишь самых простых знаний тригонометрии. Она использует метод параллакса, и вы легко схватите его суть, если вытянете указательный палец перед собой и, поочередно закрывая левый и правый глаз, увидите, что положение пальца относительно какого-то более далекого предмета (например, выключателя на стене) сдвинулось. Теперь все довольно просто — измеряя положение звезд на небе в январе и в июле, мы увидим, что часть из них сместилась, а часть осталась на месте. Если предположить, что те звезды, которые остались на месте, находятся намного дальше и их можно использовать для привязки (подобно выключателю на стене), то, зная путь, который Земля описала вокруг Солнца за полгода, можно узнать расстояние до тех звезд, которые по небу все-таки переместились. Легко, не правда ли? Не поленитесь — возьмите лист бумаги, карандаш и попытайтесь получить формулу, которая сможет превратить угол, на который сместилась звезда, в расстояние до нее. Кроме тех данных, что мы вам уже дали, вам понадобится всего лишь вспомнить определение синуса. Мы уверены, что вам удастся получить формулу — она проста и по-своему элегантна (если все же не получается, формулу можно найти здесь).

Таким образом, для определения расстояния с помощью параллакса достаточно знать точное расстояние от Земли до Солнца и иметь телескоп, который измеряет угловые расстояния между звездами. Выражать это расстояние через а.е. не очень удобно — когда метод стал использоваться, параметры земной орбиты постоянно уточнялись. То есть после каждой новой поправки данных об орбите пришлось бы пересчитывать и все расстояния. Поэтому была предложена новая единица — парсек. Парсек привязан к астрономической единице и равен расстоянию, на котором должна находиться звезда, чтобы при измерении ее положения на небе в двух максимально удаленных друг от друга точках орбиты Земли (то есть второе наблюдение должно быть ровно через 6 месяцев после первого) видимое смещение — параллакс — этой звезды составлял две угловых секунды. Отсюда и название, объединяющее слова «параллакс» и «секунда». Один парсек равен примерно 206 000 а.е. Метод параллакса был исторически первым способом найти достоверные расстояния до ближайших к нам звезд — в середине XIX века в один и тот же год немецкий ученый Фридрих Бессель установил, что до двойной звезды 61 Лебедя 3,5 парсека, а Василий Струве измерил параллакс Веги в созвездии Лиры, который оказался равным 0,125 угловых секунд (примерно соответствует расстоянию в 7 парсек). Применение метода параллакса повлияло без преувеличения на все разделы астрофизики. Еще бы — если раньше единственными точно измеряемыми параметрами небесных тел были их координаты и видимый блеск, то сейчас появилось третье измерение — расстояние до них.

Геометрическое представление парсека — это растояние, на котром должна находиться звезда, чтобы при движении Земли по орбите она переместилась на 1 угловую секунду.

Frédéric Arenou / hip.obspm.fr

До сих пор параллакс остается единственным способом измерить расстояние до объекта напрямую, а не вывести его из различных физических моделей и гипотез. Со времен Струве и Бесселя был измерен годичный параллакс тысяч объектов, но первое точное масштабное измерение параллаксов ближайших к нам звезд выполнил космический спутник Hipparcos в 1997 году. Спутник определил расстояния до более чем миллиона звезд.

Парсек и его производные, килопарсек, гигапарсек, — это основные единицы для обозначения размеров и расстояний у астрономов. Для примера, ближайшая к нам звезда, Проксима Центавра, находится в 1,3 парсеках, до центра Млечного Пути около 8000 парсек, а до Туманности Андромеды — 780 000 парсек (780 килопарсек). Мегапарсеки и гигапарсеки (то есть миллионы и миллиарды парсек) применяются для обозначения расстояний между галактиками и скоплениями галактик.

Космический аппарат Hipparcos, составивший каталог расстояний и координат для более чем миллиона звезд

European Space Agency

А как же световой год? Несмотря на их повсеместное употребление в научно-популярной литературе, сами астрофизики этими единицами почти не пользуются. И на то есть несколько причин. Во-первых, парсек — это измеряемая величина, в то время как напрямую узнать, сколько времени свет шел до нас, невозможно — он, естественно, не стареет во время пути. Во-вторых, парсек исторически начал использоваться раньше и очень многие эмпирические формулы выведены так, что парсек там является естественной единицей. Например, разность видимой (m) и абсолютной (M) звездной величины равна десятичному логарифму расстояния до звезды (d), выраженного именно в парсеках:

В-третьих, стоит сказать, что космос не абсолютно пустой: там есть холодные газовые облака, пыль, плазма, а как мы помним из курса физики, скорость распространения света в среде отличается от скорости света в вакууме. Поэтому, если бы ученые использовали световые года для измерения расстояний, повсеместно встречались бы следующие оговорки: «расстояние до этого плотного светового скопления составляет 45,57 световых лет (свет в реальности покинул скопление 44,97 года назад)». Согласитесь, это неудобно.

Стандартные свечи

Как мы уже сказали, измерить расстояние напрямую с помощью параллакса можно только для небольшого числа звезд в окрестностях Солнечной системы. Теперь же давайте коснемся методов измерения расстояний до более удаленных объектов. Пусть у нас есть надежная единица измерения, но как провести само измерение? Эта задача может быть сформулирована так: существует ли у далеких звезд какой-нибудь параметр, измеряя который мы можем понять, насколько далеко она удалена от нас? Напомним, что измерять напрямую мы можем только положение звезды на небе и ее яркость. Маловато, не правда ли? Однако этого оказалось достаточно, когда Генриетта Ливитт обнаружила, что существует класс переменных звезд, у которых время изменения яркости зависит от их звездной величины. То есть чем ярче звезда, тем медленнее она пульсирует. Первая подобная звезда была обнаружена в созвездии Цефея, поэтому такие звезды назвали цефеидами. Теперь дело почти в шляпе — если мы найдем две звезды, которые пульсируют с одним и тем же периодом, и будем знать расстояние до одной из них (ведь до ближайших звезд, спасибо параллаксу, мы его знаем!), то расстояние до второй мы найдем как раз с помощью той самой формулы, которая приведена выше. После этого открытия были обнаружены сотни и тысячи переменных звезд, которые помогли значительно расширить (в прямом смысле слова) наши представления о Галактике, а в 1923 году Эдвин Хаббл измерил по переменным звездам расстояние до туманности Андромеды и пришел к выводу, что это отдельная галактика. Так человечество узнало, что наша галактика — всего лишь одна из множества подобных.

Цефеиды — это первый, но далеко не единственный способ, которым сейчас пользуются астрофизики. Переменные типа RR Лиры, цвет звезды, скорость изменения яркости новых и сверхновых определенного типа, радиоизлучение пульсаров — все эти методы основаны на измерениях излучения объекта для точного определения расстояния и объединены в понятие «стандартные свечи». Сравнивая яркость этой свечи с яркостью любой другой свечи, которую вы видите, вы всегда можете определить расстояние до нее. Множество подобных «стандартных свечей» и приведены на схеме в начале нашей статьи — все они связаны друг с другом и образуют хорошо откалиброванную систему, которая применяется на масштабах от нескольких парсек до сотен мегапарсек.

Красное смещение 

На этом обзор можно было бы и завершить, если бы Вселенная была статичной. Поскольку же мы знаем, что она расширяется (спасибо все тому же Эдвину Хабблу), то на большом удалении от нас понятие расстояния почти теряет смысл: вы имеете в виду расстояние сейчас, когда мы приняли свет, или расстояние на тот момент, когда он был испущен? И вообще, уверены ли мы, что длина метровой линейки 13 миллиардов лет назад была равна метру? Космологи придумали много координатных систем, чтобы обойти эти острые углы. Например, ввели понятие сопутствующей длины (и сопутствующего объема). Смысл его в том, что если мы сейчас выделим некий объем, скажем, один кубический парсек, то в прошлом он будет, конечно, другим — из-за расширения Вселенной. Насколько другим? Разные космологические модели отвечают на этот вопрос по-разному. Это зависит от количества и влияния темной энергии, от того, какие законы работали в ранней Вселенной, от того, прав ли Эйнштейн или же его общую теорию относительности надо модифицировать. Но если мы выделим какой-то объем спустя немного времени после рождения Вселенной и через 13,7 миллиарда лет (то есть сейчас), он будет равен кубу со стороной 1 парсек — мы назовем его кубом с сопутствующим объемом в один кубический парсек.

Красное смещение квазара легко вычислить: линия водорода смещена с лабораторных 660 нанометров до 760. Простые вычисления дают нам красное смещение z=0,15.

Ethan Siegel / scienceblogs.com

Это помогает космологам, но не очень помогает наблюдателям. Поэтому для определения расстояний до галактик вне нашей Местной Группы астрофизики используют термин «красное смещение». Суть его чрезвычайно проста — из-за расширения Вселенной все спектральные линии в звездах и галактиках сдвинуты в красную сторону, и этот сдвиг можно измерить в спектрографах с очень высокой точностью. Тут придется ввести вторую (и последнюю) формулу в нашей статье:

где λ галактики — это длина волны света, дошедшего до нас из далекой галактики, λ лаборатории — длина волны света от того же процесса в нашей лаборатории, а z — собственно красное смещение. То есть если вам говорят, что красное смещение галактики равно 1 — это значит, что она находится от нас так далеко и летит от нас так быстро, что длина волн всех спектральных линий у нее стала в два раза больше. На Земле в лаборатории дважды ионизированный кислород излучает на 500 нанометрах, а в излучении той галактики мы увидим его на длине волны 1000 нанометров.

Вселенная расширяется, пока свет от одной галактики дойдет до другой.

John D. Norton / pitt.edu

Красное смещение, конечно же, можно перевести и в парсеки, и в километры, и в годы (как давно галактика испустила свет, если ее красное смещение равно 3?), и для этого в интернете есть очень удобные «космологические калькуляторы», но если вы попытаетесь им воспользоваться (а мы призываем вас это сделать!), то сразу обратите внимание на то, что ваш ответ будет сильно зависеть от множества сторонних параметров и величин: какую постоянную Хаббла вы берете, плоская у вас Вселенная или нет, какова там плотность вещества? Именно поэтому ученые предпочитают оставлять все в безразмерных единицах красного смещения, обозначаемых буквой «z» — они однозначно измеряются и не зависят от того, какую космологическую модель вы используете. Для того чтобы тут уверенно ориентироваться, достаточно знать, что сейчас мы живем (и всегда будем жить) при красном смещении 0, смещение равное единице примерно соответствует половине времени жизни Вселенной, а Большой Взрыв произошел при z равном бесконечности.

Еще одно возможное представление расширяющегося пространства — растягивая резинку с нарисованной на ней волной мы заметим, что волна растягивается. С точки зрения физики, это и называется космологическим красным смещением.

Dmitri Pogosyan / sites.ualberta.ca

Астрофизиков часто спрашивают: «А вы можете представить себе величины, с которыми работаете? Каково это — постоянно думать о предметах, которые настолько больше всего, что можно потрогать на Земле? Вы с ума не сходите?» Ответим так: наличие живого воображения никак не влияет на нашу способность оперировать парсеками, миллиардами лет и даже геометрией целой Вселенной — возможно, именно потому, что астрофизики не пытаются постоянно перевести все в метры или минуты. Поэтому мы надеемся, что рассказ об используемых в науке астрономических величинах поможет читателям лучше ориентироваться в мире астрофизики, не путаясь во множестве нулей. И если вдруг кто-то захочет указать размеры нашей галактики в метрах, попугаях или дошираках, то пусть помнит — в парсеках это гораздо удобнее.

Марат Мусин

Как и в чем измеряют расстояния в космосе?

Земные единицы измерения расстояния не подходят для измерения огромных расстояний между небесными объектами, поэтому в астрономии используют три другие основные единицы измерения. Внутри Солнечной системы обычно пользуются «астрономической единицей» (а. е.), равной среднему расстоянию от Земли до Солнца -149 600 000 километров. По этой измерительной шкале Марс находится на расстоянии 1,52 астрономической единицы от Солнца. Для оценки межзвездных расстояний применяют две единицы измерения: световой год и парсек.

Световой год равен расстоянию, которое проходит свет за год, перемещаясь, как известно, со скоростью 300 000 километров в секунду. Легко убедиться, что световой год равен приблизительно 9460 миллиардам километров. Например, самая близкая к Солнцу звезда (Проксима Кентавра) расположена от нас на расстоянии примерно 4,2 световых года. Профессиональные астрономы часто пользуются вместо светового года парсеком. Парсек определяется как такое расстояние, с которого радиус земной орбиты виден под углом в одну секунду дуги. Это очень маленький угол: под таким углом монета в одну копейку видна с расстояния в три километра. Один парсек (пк) составляет около 3,26 светового года, то есть приблизительно 30 триллионов километров. Кратные единицы измерения — килопарсек (кпк), равный 1000 парсеков, и мега-парсек (Мпк), равный 1 миллиону парсеков, — используют для оценки расстояний до внегалактических объектов. Галактика Андромеды находится на расстоянии около 2,2 миллиона световых лет, или 675 килопарсеков.

Как измеряют астрономические расстояния?

Основным методом измерения астрономических расстояний является метод годичного параллакса. Это чисто геометрический метод, центральная идея которого довольно проста. Относительно близкая звезда, наблюдаемая из разных мест космоса, визуально смещается на фоне более далеких звезд.

Для наблюдения целесообразно выбрать два возможно более удаленных друг от друга места. Для этого можно использовать обращение Земли вокруг Солнца. Так как среднее расстояние Земля — Солнце равняется 150 миллионам километров, два наблюдения, проведенные с интервалом в 6 месяцев, будут осуществлены из двух мест космоса, находящихся на расстоянии приблизительно 300 миллионов километров, что составляет диаметр земной орбиты. Измерив видимый угол смещения звезды из двух разных мест, можно вычислить расстояние до нее тригонометрическими методами.

Таким образом, годичный параллакс звезды — это малый угол (при звезде) в прямоугольном треугольнике, гипотенуза которого есть расстояние от Солнца до звезды, а малый катет — большая полуось земной орбиты. Другими словами, годичный параллакс — это угол, под которым из точки, в которой находится звезда, виден радиус земной орбиты. Концептуальная простота метода годичного параллакса не означает такую же простоту измерений, потому что углы измерения из-за больших расстояний до звезд ничтожно малы. С помощью метода годичного параллакса можно измерить расстояния до звезд, находящихся не более чем в 100 световых годах от Земли.

Загадочная мегаструктура замечена в спиральном рукаве Млечного Пути

Ученые из Лаборатории реактивного движения NASA обнаружили ранее неизвестную гигантскую структуру в одном из спиральных рукавов нашей галактики Млечный Путь. Ее ориентация разительно отличается от ориентации самого рукава, а протяженность составляет порядка 3000 световых лет, что делает ее одной из крупнейших структур в ближнем космосе.

Исследование опубликовано в журнале Astronomy & Astrophysics, а коротко об открытии рассказывается на сайте американского космического агентства NASA. Сообщается, что обнаруженная загадочная структура на спиральном рукаве Млечного Пути выглядит, как торчащая из него заноза. Это первая крупная структура, ориентация которой резко отличается от ориентации самого рукава.

Чтобы получить более детальные данные о ней, астрономы использовали массив наблюдений космического телескопа Spitzer. Полтора года назад этот аппарат был «отправлен на пенсию», но он успел снабдить ученых полезными сведениями. Кстати, Spitzer был разработан специально для поиска новорожденных звезд в газовых и пылевых туманностях. Он улавливал инфракрасный свет, который проникал от звезд через эти облака. Эта характеристика позволила уловить свет звезд, которые входят в состав гигантской структуры.

Также исследователи создали трехмерное изображение заинтересовавшего их участка спирального рукава. Для этого они использовали самый свежий бюллетень данных миссии ESA (Европейского космического агентства). Его аппарат Gaia позволяет точно измерять расстояния до звезд. Объединив все полученные данные, ученые выяснили, что длинная тонкая структура, связанная с так называемым рукавом Стрельца в Млечном Пути, состоит из молодых звезд. Также установлено, что эти звезды движутся с почти одинаковой скоростью и в одном направлении.

«Ключевым свойством спиральных рукавов является то, насколько сильно они обвивают галактику, — говорит ведущий автор работы Майкл Кун, астрофизик из Калифорнийского технологического института. — Эта характеристика измеряется углом наклона. По мере того, как спираль становится более открытой, угол наклона увеличивается. Большинство моделей Млечного Пути предполагают, что рукав Стрельца образует спираль с углом наклона около 12 градусов, но структура, которую мы исследовали, выделяется, так как находится под углом почти 60 градусов».

Подобные структуры ранее находили в рукавах других спиральных галактик. Порой, их называют «шпорами» и «перьями». В Млечном Пути такая структура обнаружена впервые. Наиболее сложным для исследователей стало измерение расстояний.

Кстати, выяснилось, что первые попытки измерить расстояние до звезд из гигантской структуры были предприняты группой астрономов еще в 1950-х годах. Но тогда ученые считали, что изучают обычные туманности. Никто и не предполагал, что сразу четыре туманности Млечного Пути в реальности объединены в одну гигантскую структуру.

«Расстояние — одна из самых сложных вещей для измерения в астрономии, — говорит соавтор работы Альберто Кроне-Мартинс. — Только недавние прямые измерения расстояний, совершенные при помощи Gaia, сделали геометрию этой новой структуры настолько очевидной для нас».

Объединение данных Gaia и Spitzer позволило создать подробную трехмерную карту. Она помогла подсчитать, что протяженность загадочной структуры составляет около 3000 световых лет. При этом внутри структуры было выявлено довольно много более мелких сложных структур, которых раньше ученые не замечали. Добавим, что астрономы все еще не до конца понимают, какой механизм создает спиральные рукава в галактиках. Возможно, дальнейшее изучение Млечного Пути позволит решить эту загадку.

Что такое параллакс? — Как астрономы измеряют расстояние до звезд

Астрономы оценивают расстояние до ближайших объектов в космосе с помощью метода, называемого звездным параллаксом или тригонометрическим параллаксом. Проще говоря, они измеряют видимое движение звезды на фоне более далеких звезд, когда Земля вращается вокруг Солнца.

Параллакс — «лучший способ определения расстояния в астрономии», — сказал Марк Рид, астроном из Гарвардского Смитсоновского центра астрофизики. Он назвал параллакс «золотым стандартом» для измерения расстояний до звезд, потому что он не связан с физикой; скорее, он полагается исключительно на геометрию.

Метод основан на измерении двух углов и включенной стороны треугольника, образованного звездой, Землей на одной стороне ее орбиты и Землей шесть месяцев спустя на другой стороне ее орбиты, по словам Эдварда Л. Райта, профессор Калифорнийского университета в Лос-Анджелесе.

Это работает так: протяните руку, закройте правый глаз и поместите большой большой палец на удаленный объект. Теперь поменяйте глаза так, чтобы ваша левая сторона была закрыта, а ваша правая открыта. Ваш большой палец будет казаться немного сдвинутым на фоне.Измеряя это небольшое изменение и зная расстояние между глазами, вы можете рассчитать расстояние до большого пальца.

Для измерения расстояния до звезды астрономы используют базовую линию, равную 1 астрономической единице (а.е.), которая представляет собой среднее расстояние между Землей и Солнцем, около 93 миллионов миль (150 миллионов километров). Они также измеряют небольшие углы в угловых секундах, которые на ночном небе являются крошечными долями градуса.

Если мы разделим базовую линию одной а.е. на тангенс одной угловой секунды, получится примерно 19.2 триллиона миль (30,9 триллиона километров), или около 3,26 световых лет. Эта единица измерения расстояния называется секундой параллакса или парсек (пк). Однако даже самая близкая звезда находится на расстоянии более 1 парсек от нашего Солнца. Таким образом, астрономы должны измерять звездные сдвиги менее чем на 1 угловую секунду, что было невозможно до появления современных технологий, чтобы определить расстояние до звезды.

Метод тригонометрического параллакса определяет расстояние до звезды или другого объекта путем измерения его небольшого смещения в видимом положении, если смотреть с противоположных концов орбиты Земли.(Изображение предоставлено: Билл Сакстон, NRAO / AUI / NSF)

Ранние измерения

Считается, что первое известное астрономическое измерение с использованием параллакса произошло в 189 г. до н.э., когда греческий астроном Гиппарх использовал наблюдения солнечного затмения с двух разных точек. — места для измерения расстояния до Луны, — сказал Рид.

Гиппарх заметил, что 14 марта того же года произошло полное солнечное затмение в Геллеспонте, Турция, в то время как южнее, в Александрии, Египет, Луна покрыла только четыре пятых Солнца.Зная базовое расстояние между Геллеспонтом и Александрией — 9 градусов широты или около 600 миль (965 км), вместе с угловым смещением края Луны относительно Солнца (около одной десятой градуса), он рассчитал расстояние до Луны должно быть около 350 000 миль (563 300 км), что почти на 50 процентов дальше. Его ошибка заключалась в том, что он предполагал, что Луна находится прямо над головой, и, таким образом, неправильно рассчитал разницу углов между Геллеспонтом и Александрией.

В 1672 году итальянский астроном Джованни Кассини и его коллега Жан Рише провели одновременные наблюдения Марса с Кассини в Париже и Ричером во Французской Гвиане.Кассини вычислил параллакс, определив расстояние Марса от Земли. Это позволило впервые оценить размеры Солнечной системы.

Первым, кому удалось измерить расстояние до звезды с помощью параллакса, был Ф. В. Бессель, который в 1838 году измерил угол параллакса 61 Лебедя как 0,28 угловой секунды, что дает расстояние 3,57 пк. Ближайшая звезда, Проксима Центавра, имеет параллакс 0,77 угловой секунды, что дает расстояние 1,30 пк.

Астрономы используют метод, называемый параллаксом, для точного измерения расстояния до звезд на небе.Используя эту технику, которая требует наблюдения за целями с противоположных сторон земной орбиты вокруг Солнца, астрономы определили расстояние до знаменитого звездного скопления «Семь сестер» — Плеяд. (Изображение предоставлено Александрой Ангелич, NRAO / AUI / NSF)

Космическое расстояние

Параллакс — важная ступенька на лестнице космических расстояний. Измеряя расстояния до ряда ближайших звезд, астрономы смогли установить взаимосвязь между цветом звезды и ее внутренней яркостью, т.е.Правило 2 гласит, что видимая яркость источника света пропорциональна квадрату расстояния до него. Например, если вы проецируете квадратное изображение размером один фут на экран, а затем переместите проектор вдвое дальше, новое изображение будет размером 2 на 2 фута или 4 квадратных фута. Свет распространяется по площади в четыре раза больше, и он будет только на четверть яркости, чем когда проектор находился вдвое дальше. Если вы переместите проектор в три раза дальше, свет будет покрывать 9 квадратных футов и будет казаться только одной девятой яркости.

Если измеренная таким образом звезда оказывается частью далекого скопления, мы можем предположить, что все эти звезды находятся на одинаковом расстоянии, и мы можем добавить их в библиотеку стандартных свечей.

Съемка для точности

В 1989 году Европейское космическое агентство (ЕКА) запустило орбитальный телескоп Hipparcos (названный в честь Гиппарха). Его основная цель заключалась в измерении расстояний до звезд с использованием параллакса с точностью до 2–4 миллисекунд (мсек. Дуги), или тысячных долей дуги.Согласно их веб-сайту, «спутник ЕКА Hipparcos обнаружил более 100 000 звезд, что в 200 раз точнее, чем когда-либо прежде». Их результаты доступны в онлайн-каталоге с возможностью поиска.

Следующей миссией ESA для Hipparcos является Gaia, которая была запущена на околоземную орбиту в 2013 году. ESA описывает ее как «амбициозную миссию по нанесению трехмерной карты нашей галактики, Млечного Пути, в процессе выявления ее состава. формирование и эволюция галактики ». Спутник уже получил расстояния в 1 миллиард звезд, около 1 процента всех звезд Млечного Пути, и создал впечатляющие 3D-карты.[По теме: Структура Млечного Пути нанесена на карту с беспрецедентной детализацией]

Стереоскоп использует две фотографии, сделанные под немного разными углами. При просмотре через линзы фотографии сливаются в трехмерное изображение. (Изображение предоставлено: prophoto14 / Shutterstock)

3D-изображение

Еще одно применение параллакса — воспроизведение и отображение 3D-изображений. Ключ состоит в том, чтобы захватить 2D-изображения объекта под двумя немного разными углами, подобно тому, как это делают человеческие глаза, и представить их таким образом, чтобы каждый глаз видел только одно из двух изображений.

Например, стереоптик или стереоскоп, который был популярным устройством в XIX веке, использует параллакс для отображения фотографий в 3D. Две картинки, расположенные рядом друг с другом, просматриваются через набор линз. Каждый снимок сделан с немного другой точки зрения, которая точно соответствует расстоянию между глазами. Левое изображение представляет то, что видит левый глаз, а правое изображение показывает то, что видит правый глаз. Через специальный просмотрщик пара двухмерных изображений объединяется в одну трехмерную фотографию.Современная игрушка View-Master использует тот же принцип. [Видео: Брайан Мэй из Queen собрал первое стереоскопическое изображение Плутона]

Другой метод захвата и просмотра 3D-изображений, Anaglyph 3D, разделяет изображения, фотографируя их через цветные фильтры. Затем изображения просматриваются в специальных цветных очках. Одна линза обычно красная, а другая голубая (сине-зеленая). Этот эффект работает для фильмов и распечатанных изображений, но большая часть или вся информация о цвете из исходной сцены теряется.

В некоторых фильмах достигается 3D-эффект с использованием поляризованного света.Два изображения поляризованы в ортогональных направлениях или под прямым углом друг к другу, обычно в форме X, и вместе проецируются на экран. Специальные 3D-очки, которые носят зрители, блокируют одно из двух наложенных изображений для каждого глаза.

В большинстве современных 3D-телевизоров используется схема с активным затвором, чтобы отображать изображения для каждого глаза, чередующиеся с частотой 240 Гц. Специальные очки синхронизируются с телевизором, поэтому они попеременно блокируют левое и правое изображение для каждого глаза.

Игровые гарнитуры виртуальной реальности, такие как Oculus Rift и HTC Vive, создают виртуальную трехмерную среду, проецируя изображение под разными углами обзора на каждый глаз для имитации эффекта параллакса.

Существует множество применений 3D-изображений в науке и медицине. Например, компьютерная томография, которая представляет собой фактическое 3D-изображение областей внутри тела, а не просто пару 2D-проекций, может отображаться таким образом, чтобы каждый глаз видел изображение под немного другим углом, создавая эффект параллакса. Затем изображение можно поворачивать и наклонять во время просмотра. Ученые также могут использовать трехмерные изображения для визуализации молекул, вирусов, кристаллов, поверхностей тонких пленок, наноструктур и других объектов, которые нельзя увидеть непосредственно в оптические микроскопы, поскольку они слишком малы или заключены в непрозрачные материалы.

Дополнительные ресурсы:

Эта статья была обновлена ​​12 декабря 2018 г. автором Space.com Адамом Манном.

Как мы измеряем расстояние в космосе?

Как астрономы измеряют расстояния в космосе? Как мы можем определить расстояние до ближайшей галактики?

Астрономы регулярно уверенно говорят о том, как далеко находятся звезды и галактики, но как можно рассчитать такие расстояния?

Астрономы измеряют расстояние между объектами в космосе с помощью инструмента, называемого «космическая лестница расстояний», который представляет собой набор различных взаимосвязанных методов (см. Ниже).

Одним из основных методов определения расстояния в космосе является использование стандартных свечей: астрономических объектов, имеющих постоянную внутреннюю яркость. Чем тусклее они кажутся нам по сравнению с этой истинной яркостью, тем дальше они должны быть.

Среди наиболее распространенных стандартных свечей — взрывающаяся звезда, называемая сверхновой типа 1a, но это не единственный способ измерения расстояния во Вселенной.

Ниже приведены некоторые из наиболее эффективных способов определения расстояния до объекта в космосе.

Чтобы узнать больше о потрясающей космологии, прочтите наш путеводитель по крупнейшим объектам во Вселенной, узнайте, насколько велика Солнечная система, или откройте для себя науку о поясе Койпера и Облаке Оорта.

Радиолокационная дальность

Южный полюс Луны с цветовой кодировкой высоты и радиолокационными изображениями. Предоставлено: Radarcon 2008

.

Меры Расстояния до 1 млрд км

Для измерения расстояний до объектов в нашей Солнечной системе (таких как Луна на фото выше) мы часто отражаем радиоволны от их поверхностей.Чем дольше волны возвращаются на Землю, тем дальше находится объект.

Параллакс

Кредит: ESA

Меры До 10 000 световых лет

Если смотреть с разницей в шесть месяцев, кажется, что звезда на переднем плане меняет положение по сравнению со звездой на заднем плане. Чем ближе к нам находится объект переднего плана, тем больше он будет прыгать, но за пределами 10 000 световых лет изменение слишком мало, чтобы его измерить.

Цефеидные переменные

Изображение Цефеиды переменной звезды RS Puppis, полученное телескопом Хаббла.Авторы и права: НАСА, ЕКА и группа «Наследие Хаббла» (STScI / AURA) — Благодарность за сотрудничество между Хабблом и Европой: Х. Бонд (STScI и Университет штата Пенсильвания)

Меры До 100 миллионов световых лет

Эти звезды представляют собой форму «стандартной свечи». Они регулярно расширяются и сжимаются, изменяя свою яркость. Этот цикл длиннее для более ярких переменных цефеид, что дает нам возможность узнать их истинную яркость и измерить расстояния до ближайших галактик.

Соотношение Талли-Фишера (СКР)

Галактика Фейерверк, NGC 6946.КОСМИЧЕСКИЙ ТЕЛЕСКОП ХАББЛА, 4 января 2021 г. ИСПОЛЬЗОВАНО: ЕКА / Хаббл и НАСА, А. Лерой, К. С. Лонг; CC BY 4.0

Меры До 15 миллионов световых лет

Более яркие и массивные галактики вращаются быстрее. Мы измеряем вращение более далекой галактики, анализируя ее световой спектр. Как и в случае со стандартными свечами, чем тусклее кажется галактика по сравнению с этой истинной яркостью, тем дальше она должна быть.

Редшифт

Чем дальше находится галактика, тем больше ее свет смещается в сторону более длинных волн — эффект, известный как красное смещение

Меры До 1 млрд световых лет

Свет от галактик расширяется по мере расширения Вселенной, смещая его в сторону красного конца цветового спектра.Эдвин Хаббл обнаружил, что красное смещение увеличивается с расстоянием. Чтобы выяснить, как далеко находятся самые далекие галактики, мы просто анализируем их свет.

Профессор Субраманян Чандрасекар. Предоставлено: Bettmann / Getty Images

.

Еще в 1930-х годах 19-летний физик Субраманян Чандрасекар путешествовал на лодке из своего дома в Индии, чтобы учиться в Европе.

Во время своего трехнедельного путешествия он проводил время, думая об объектах, называемых белыми карликами, которые образуются, когда умирают звезды, подобные Солнцу.

Чандрасекар подсчитал, что существует предел того, насколько тяжелым может быть белый карлик: в 1,4 раза больше массы нашего Солнца, порог, теперь известный как Предел Чандрасекара.

«Выше этой массы невозможно удержать белого карлика», — говорит Сураджит Калита из Индийского института науки в Бангалоре. «Он лопнет».

Именно этот взрыв мы видим как сверхновую типа 1a. Считается, что взрывы происходят, когда белый карлик сливается с соседней звездой или отбирает у нее материал, отрывая газ своим сильным гравитационным притяжением.

Кредит: ESA / ATG medialab

Две звезды вращаются вокруг друг друга в двойной звездной системе.

Человек умирает, чтобы стать плотным белым карликом.

Его сильная гравитация позволяет ему красть материал у своего соседа, увеличивая при этом свою массу.

Кредит: ESA / ATG medialab

Когда масса белого карлика приближается к пределу Чандрасекара, звезда сжимается под весом нового материала.

Когда давление и температура внутри повышаются, углерод и кислород белого карлика превращаются в железо.

Кредит: ESA / ATG medialab

Это превращает белый карлик в термоядерную бомбу, которая вскоре взрывается как сверхновая типа 1a.

Это настолько яркий катаклизм, что его можно увидеть на полпути через Вселенную, и он ненадолго затмит всю галактику, в которой находится.

Кредит: ESA / ATG medialab

После взрыва сверхновая будет угасать в течение нескольких дней или недель.

Радиоактивный распад выброшенного материала позволяет нам отличить сверхновую типа 1a от других нестандартных свечей.

Масштабное представление астрономических единиц расстояния от Солнца до Сатурна. Расстояние до орбиты Земли — 1 а.е. Предоставлено: Марк Гарлик / iStock

.

Расстояния между небесными объектами настолько огромны, что для их нанесения на карту требуются специальные подразделения.

Например, если выразить в милях расстояние от Земли до края наблюдаемой Вселенной, получим громоздкую цифру 270 000 000 000 000 000 000 000 (плюс-минус).

Даже используя математические обозначения, чтобы сократить его до 2,7 × 1023, это все еще настолько эзотерично, что почти бессмысленно.

Какое пространство требует действительно больших единиц измерения, так какие же единицы измерения расстояния в космосе?

Астрономическая единица

Среднее расстояние от Земли до Солнца составляет 1 астрономическую единицу. Кредит: Источник изображения / Getty Images

Одна астрономическая единица (а.е.) равна радиусу орбиты Земли вокруг Солнца, или, точнее, среднему радиусу, поскольку орбита Земли эллиптическая.

AU определяется как 149 597 870 700 м или 93 миллиона миль, значение, официально установленное Международным астрономическим союзом (IAU) в 2012 году.

Астрономы пытались вычислить расстояние от Земли до Солнца с тех пор, как в 3 веке до нашей эры Архимед оценил его примерно в 10 000 раз больше радиуса Земли, или 63 710 000 км, так что он был почти на полпути.

Неплохо для человека, жившего за 2000 лет до изобретения телескопа.

Только в 1695 году Христиан Гюйгенс сделал первое точное предположение о 24 000 радиусов Земли (152 904 000 км), хотя некоторые историки науки отвергают его расчеты как больше удачи, чем суждения, предпочитая сослаться на строго рассчитанные Жаном Ричером и Джованни Доменико Кассини 22 000 радиусов Земли. (140 162 000 км) как первая научно правдоподобная оценка (несмотря на то, что они были дальше от отметки, чем Гюйгенс).

световых лет

Линзовидная галактика NGC 4993 находится примерно в 130 миллионах световых лет от Земли, то есть ее свету требуется 130 миллионов лет, чтобы добраться до нас. Наблюдая за ним, мы фактически оглядываемся назад во времени. Предоставлено: НАСА и ЕКА

.

Распространенный метод измерения расстояния в космосе — это измерение расстояния, которое проходит свет за один год: известный как световой год, который составляет около 9,5 триллиона км.

Если быть точным, IAU считает год 365.25 дней, что составляет 9 460 730 472 580 800 м светового года.

Зародыш концепции зародился у Фридриха Бесселя, который в 1838 году провел первое успешное измерение расстояния до звезды 61 Лебедя за пределами нашей Солнечной системы.

В своих открытиях он упомянул, что свету требуется 10,3 года, чтобы добраться от 61 Лебедя до Земли.

Он не высказывал всерьез идею световых лет как единицы. Во-первых, скорость света в то время еще не была рассчитана точно.

Однако эта концепция была слишком заманчивой, чтобы ее игнорировать, и к концу 19 века она стала широко использоваться, даже если с тех пор некоторые астрономы, в том числе Артур Эддингтон, назвавший ее неуместной, пренебрежительно относились к ее использованию.

Так чем же полезен световой год? Возьмите ближайшую к нам внесолнечную звезду Проксиму Центавра.

Вместо того, чтобы выражать расстояние в милях (38 624 256 000 000) или а.е. (258 064,516) — значения слишком велики, чтобы их можно было осознать, — мы можем сказать, что расстояние до них составляет 4,25 световых года.

Наша ближайшая соседняя галактика, Андромеда, находится на расстоянии более двух миллионов световых лет от нас.

Парсек

Диаграмма, показывающая параллакс. A и B показывают, как кажется, что ближайшая звезда движется на ее фоне, когда Земля находится в разных положениях.C равно 1 AU. D — угол параллакса в одну угловую секунду. E — это парсек

Парсек — это примерно 30 триллионов км, или немногим более трех световых лет. Официально парсек — это расстояние, на котором одна астрономическая единица проходит под углом в одну угловую секунду.

Это определение заставило бы большинство людей спросить: «А?» Но это не так загадочно, как кажется.

Парсек основан на параллаксном зрении.

В качестве практического примера поднесите палец к глазам, а затем поочередно закройте каждый глаз; палец, кажется, прыгает из стороны в сторону по отношению к фону.

А теперь представьте это в космическом масштабе.

Если Земля находится по одну сторону от Солнца, когда мы смотрим на ближайшую звезду, она будет находиться в одном положении по отношению к звездам на заднем плане.

Шесть месяцев спустя, когда Земля окажется на противоположной стороне от Солнца, эта же звезда окажется в немного другом положении на ее фоне.

Мы говорим о крошечной разнице, измеряемой в угловых секундах (из которых 3600 в одном градусе неба).

Парсек — это расстояние до звезды, которая может переместиться на две угловые секунды за шестимесячный период.

Другими словами, одна угловая секунда движения Земли равна линейному эквиваленту 1AU. Отсюда и название: PARallax, arcSECond. Этот термин впервые появился в 1913 году в статье английского астронома Фрэнка Дайсона.

Таким образом, Проксима Центавра находится на расстоянии 1,3 парсека от нас, а галактика Андромеды — почти на 800 килопарсеков.

килопарсек

Погодите — килопарсек? Да, даже парсеков недостаточно для некоторых масштабов, поэтому их масштаб увеличивают до килопарсеков, мегапарсеков и гигапарсеков (тысяча, один миллион и один миллиард парсеков соответственно).

Это означает, что теперь мы можем сообщить вам, что край видимой Вселенной находится на расстоянии 14 гигапарсек, без изнашивания нулевой клавиши на нашей клавиатуре.

Модель звездолета Millenium Falcon на выставке The Star Wars Identities 29 января 2021 года в Сингапуре. Предоставлено: Сухайми Абдулла / Getty Images

.

В течение многих десятилетий те, кто разбирался в измерении Вселенной, устало вздыхали, когда авторы научной фантастики ошибочно принимали световые годы за меру времени, а не расстояния.

Однако в известной оплошности оригинальных «Звездных войн» (1977) сценарий Джорджа Лукаса ошибочно принимает парсек за меру времени, когда Хан утверждает, что «Тысячелетний сокол» «совершил пробег Кесселя менее чем за 12 парсеков».

Недавний фильм «Соло» (довольно неубедительно) попытался задним числом объяснить это несоответствие какой-то ерундой о сокращениях.

Колин Стюарт (@skyponderer) — автор и оратор по астрономии. Получите бесплатную электронную книгу на colinstuart.нетто / электронная книга.

Дэйв Голдер — научный журналист и писатель.

Эта статья представляет собой комбинацию двух статей, которые изначально были опубликованы в выпусках BBC Sky at Night Magazine за апрель 2021 г. и октябрь 2018 г.

Измерение расстояний до галактик · Границы для молодых умов

Аннотация

Измерение расстояний до других галактик — важная часть нашей способности понять, как устроена Вселенная.Астрономы могут использовать так называемые флуктуации поверхностной яркости (сокращенно SBF), а также цвет галактики, чтобы вычислить, как далеко она находится от Земли. Большинство галактик, измеренных таким образом, находятся на расстоянии миллионов световых лет от нас.

Пространство велико

В своей книге «Автостопом по галактике» Дуглас Адамс говорит: «Космос велик. Пространство действительно большое! Вы просто не поверите, насколько он невероятно велик [1] ​​».

Он тоже не шутил! Представьте себе это таким образом.Представьте, что вы едете по автобану в Германии. Вы находитесь в Ferrari и едете со скоростью 300 км / ч (186 миль / ч). Если бы вам не пришлось останавливаться, вы могли бы обойти Землю примерно за 133 часа, или за 5 с половиной дней. А теперь представьте, может ли ваш Ferrari внезапно отправиться к солнцу. Чтобы добраться до Солнца, потребуется почти в 4000 раз больше времени, чем для того, чтобы обойти Землю! Это ~ 22000 дней в Феррари! Ближайшая звезда, отличная от Солнца, называется Alpha Centauri . Чтобы попасть туда, это все равно что проехать к солнцу почти 300 000 раз! Ближайшая галактика , Андромеда почти в 600 000 раз дальше, чем Альфа Центавра! Самые далекие галактики, которые я измеряю, более чем в 100 раз дальше, чем Андромеда, и чтобы добраться до конца видимой Вселенной, вам нужно пройти почти в 150 раз дальше этого! ¹ В любом случае, если бы вы захотели проехать до конца видимой вселенной или почти куда угодно в космосе, это заняло бы очень много времени.

Измерение пространства с помощью Parsecs

Поскольку космос настолько велик, многие астрономы не любят говорить, как далеко вещи, используя мили или километры. Вместо этого мы используем измерение, которое мы называем парсек . Помните Альфа Центавра, ближайшую звезду? Это 1,347 парсека, или 41 560 000 000 000 (или 41,56 триллиона) километров. Мне нравятся парсеки, потому что для меня их легче использовать и понимать по сравнению со всеми нулями, которые появляются при использовании километров.

Бугристые галактики

Это здорово, что пространство такое огромное, по крайней мере, мне так кажется.Но как мы вообще узнаем, насколько велико пространство? Есть много разных способов измерения объектов в космосе, но я сосредотачиваюсь на измерении расстояния до галактик с помощью особого метода, называемого флуктуациями поверхностной яркости (SBF) . Чтобы объяснить, как работает SBF, внимательно посмотрите на экран телефона или компьютера, на котором вы это читаете. Если экран находится действительно близко к вашему лицу, вы сможете увидеть на экране пикселей или крошечные огоньки, составляющие изображение, которое вы видите. Теперь отступите, пока вы не перестанете видеть пиксели.

Вы можете различить пиксели на экране, когда он находится близко, потому что ваш экран просто состоит из множества пикселей. Точно так же галактики — это просто скопление звезд, сгруппированных вместе. Теперь галактика — это не экран телефона, но ведет себя аналогичным образом. Когда галактики находятся близко к нам, мы видим более крупные выпуклости, исходящие от этой галактики из-за того, как галактики-звезды организованы. Так же, как экран, когда галактики находятся дальше, все эти звезды сливаются вместе, и галактика будет выглядеть действительно гладкой, подобно тому, как пиксели на экране сливаются вместе, когда вы отодвигаетесь от нее.На рисунке 1 вы можете увидеть, как более близкая галактика выглядит более рельефной, чем более далекая. Когда мы знаем размер выступов из-за того, как звезды организованы в галактике, это помогает астрономам выяснить, сколько звезд в этой галактике.

• Рис. 1. На картинке слева изображена галактика M32, которая находится рядом с галактикой Андромеды и находится на расстоянии 0,77 мегапарсека (Мпк), или 770 000 парсеков.
• Галактика справа — NGC 7768. Она находится на расстоянии 120 Мпк, или 120 000 000 парсеков.M32 выглядит намного бугристее, чем NGC 7768, потому что ближе к нам. Оба снимка получены с обсерватории Близнецов ² .

Измерение ударов

Чтобы измерить размер «выступов» в далекой галактике, нам нужно удалить основную часть галактики с изображения, чтобы сфокусироваться на выступах. Для этого компьютер создает изображение действительно гладкой галактики, напоминающей ту, которую мы сфотографировали. Затем мы берем гладкое изображение галактики, сгенерированное компьютером, и вычитаем его из изображения на нашем исходном изображении, оставляя только неровности галактики, как показано на рисунке 2.После того, как у нас есть только выпуклости на нашем изображении, нам нужно выяснить что-то, что называется спектром мощности . Спектр мощности показывает нам, сколько больших выступов имеет галактика по сравнению с количеством маленьких выступов. Если спектр мощности говорит нам о том, что на изображении много детализированных, резких выпуклостей, это может означать, что галактика находится ближе к нам. Если та же галактика находится дальше, спектр мощности будет показывать только менее детализированные, более гладкие выпуклости на изображении. Если вы знаете цвет этой галактики и количество звезд в ней, вы сможете определить, сколько света вы должны увидеть, если она находится на определенном расстоянии.

• Рисунок 2 — Слева показана галактика NGC 0524.
• После того, как компьютер удалил основную часть галактики с изображения, остались только выпуклости, которые показаны справа. Размеры выступов галактик зависят от расстояния галактики от нас и ее температуры. Снимок этой галактики был сделан космическим телескопом Хаббл ³ .

Разноцветные галактики

Представьте, что вы сидите с друзьями у костра и жарите вкусный зефир.Вы когда-нибудь задумывались, почему некоторые части огня красные, некоторые оранжевые, некоторые желтые, а некоторые белые? Это потому, что более холодные части огня выглядят красными, более горячие части выглядят оранжевыми, даже более горячие части выглядят желтыми, а самые горячие — белыми. Если бы вы могли достаточно сильно разогреть огонь, он даже начал бы выглядеть синим (но это также привело бы к очень сильному солнечному ожогу). То же самое и с галактиками. Как и огонь, когда галактики содержат более холодные звезды, они выглядят красными. Когда они содержат более горячие звезды, они выглядят голубее.Когда мы знаем цвет галактики, мы знаем, насколько горячие звезды. По цвету галактики мы можем узнать, сколько света излучают звезды в галактике. Как только мы узнаем, сколько света излучает каждая звезда, если мы узнаем, сколько всего существует звезд, мы сможем выяснить, насколько яркой должна быть галактика на определенном расстоянии.

Цвет и неровности вместе могут дать расстояние

Представьте, что вы сидите возле костра. Когда вы находитесь рядом с огнем, вы можете почувствовать его тепло, и, возможно, у вас даже будет достаточно света, чтобы прочитать книгу.Но представьте, что вы начинаете уходить от огня. Вы быстро почувствуете холод, и скоро станет слишком темно, чтобы читать, что вы можете видеть на рисунке 3. Огонь также будет выглядеть так, как будто он всего лишь одного цвета, а не группы цветов. Это не потому, что огонь гаснет, или потому, что он теперь одного цвета, а потому, что вы находитесь дальше от огня. Если вы внимательно сравните то, как выглядит огонь, когда вы рядом с ним, с тем, как он выглядит издалека, вы сможете рассчитать, как далеко вы прошли.Как и в случае с костром, мы видим меньше света и деталей от галактик, чем дальше они находятся.

• Рисунок 3 — Здесь показаны два костра.
• Фотография слева ⁴ достаточно близко, чтобы можно было видеть разные цвета. Если бы вы были так близко к огню, вы могли бы почувствовать его жар и даже поджарить зефир! Справа огонь все еще виден, но тусклее, потому что он находится дальше. Огонь выглядит так, как будто он одного цвета, и вы не сможете почувствовать его жар.

Неровность галактики зависит как от ее удаленности, так и от ее цвета, поэтому необходимы оба типа данных. Цвет галактики говорит нам, насколько горячие звезды и сколько света они излучают. Как только мы узнаем, насколько горячие звезды и размер выступов галактики, мы сможем выяснить, сколько звезд в этой галактике и сколько света излучает галактика. Оттуда астрономы могут, наконец, рассчитать расстояние, на котором галактика находится от Земли, поскольку они знают, насколько яркой должна выглядеть галактика, если бы она находилась на определенном расстоянии, точно так же, как вы могли бы измерить, как далеко вы прошли, сравнивая свет, исходящий от Огонь.

Почему важны расстояния?

Есть много причин для измерения расстояний до галактик, хотя это может потребовать много работы. Если мы не знаем расстояние до галактики, мы не сможем выяснить, насколько велика галактика, мы не сможем узнать, насколько велика черная дыра в галактике, или сколько материала в этой галактике, помимо всего прочего. Очень трудно проверить другие крутые теории, которые есть у астрономов, такие как теории темной материи, темной энергии и других загадок Вселенной, если мы не знаем, как далеко все находится! Если мы никогда не узнаем, как измерить расстояния в космосе, мы не сможем понять, что такое Вселенная на самом деле.

Меня также спросили: «Почему так важно знать, на что похожа Вселенная?» Важно понимать, как устроена Вселенная, потому что, когда мы это делаем, мы можем использовать эти знания для создания и выполнения удивительных вещей. Более 300 лет назад сэр Исаак Ньютон выяснил, как планеты вращаются вокруг Солнца. Это само по себе было довольно крутым открытием, но большинство людей не осознают, что, делая это открытие, он также разработал исчисление ⁴ . Исчисление — это тип математики, который помог людям изобрести спутники, компьютеры, телефоны, Интернет и инструменты для врачей, спасающие жизни! Даже еда, которую вы едите, и одежда, которую вы носите, присутствуют, потому что ученые сделали классные открытия о том, как устроена наша Вселенная.

Итак, мы знаем, что понимание расстояний в космосе важно, потому что эта информация поможет нам узнать, как работает Вселенная. Но почему важно использовать SBF? Если вы помните, насколько велик космос и насколько все очень далеко, то действительно сложно измерить расстояния до далеких галактик. Мы знаем, как далеко находятся некоторые галактики, но в целом те, о которых мы знаем, действительно близки к Земле. Если мы хотим измерить расстояние до более далекой галактики, мы можем сравнить ее цвет и рельефность с характеристиками близких галактик, а затем произвести измерение расстояния на основе этих данных.Итак, SBF может дать нам расстояние до галактики, которое иначе мы не смогли бы измерить.

Итак, что дальше?

Поскольку для этого требуется много работы, SBF был выполнен только для некоторых галактик. В будущем появится много новых телескопов, делающих много снимков, так что у нас будет гораздо больше снимков, чем сейчас. Я работаю над компьютерными программами, которые позволят намного быстрее анализировать эти изображения и производить измерения расстояний, чтобы астрономы могли измерять расстояния до как можно большего числа галактик!

Глоссарий

Альфа Центавра : ↑ Ближайшая звезда к нашей Солнечной системе.Это 1,37 парсека, или 41,53 триллиона километров от Земли.

Галактика : ↑ Группа звезд, может быть, даже триллионов, которые все слипаются и вращаются по орбите вокруг друг друга.

Галактика Андромеды : ↑ Одна из самых близких к нашей галактике галактик Млечный Путь.

Парсек : ↑ Способ, которым астрономы описывают расстояния в космосе. Один парсек — это 30,86 триллиона километров.

Колебания яркости поверхности (SBF) : ↑ Как неровный свет появляется на изображении галактики с места на место.Это то, что мы измеряем, чтобы определить расстояние до галактики.

Пиксель : ↑ Очень маленький источник света, представляющий собой единственную часть экрана. Телевизор состоит из множества пикселей вместе.

Power Spectrum : ↑ Это дает информацию о размерах всех выпуклостей, которые мы видим на изображении галактики.

Цвет галактики : ↑ Цвет галактики говорит нам, насколько горячие звезды в этой галактике.

Исчисление : ↑ Суперполезная математика, которую изобрел Исаак Ньютон и использовал в астрономии.

Конфликт интересов

Автор заявляет, что исследование проводилось при отсутствии каких-либо коммерческих или финансовых отношений, которые могут быть истолкованы как потенциальный конфликт интересов.

Сноски

1 ↑ Я получил все свои номера на этом сайте: https://www.wolframalpha.com/. Просто введите название звезды или галактики, о которых вы хотите узнать больше.

2 ↑ http://www.gemini.edu/ — это веб-сайт, на котором вы можете узнать больше о телескопе Gemini.

3 ↑ Этот веб-сайт может рассказать вам больше о телескопе Хаббл: http://hubblesite.org/

4 ↑ https://web.physics.wustl.edu/alford/general/newton.html

---

Список литературы

[1] ↑ Адамс, Д. 1980. Автостопом по Галактике . 1-е изд. . Нью-Йорк, Нью-Йорк: Книги Гармонии.

единиц расстояния и размера во Вселенной

Астрономы используют многие из тех же единиц измерения, что и другие ученые.Они часто используют метры для длины, килограммы для массы и секунды для обозначения времени. Однако расстояния и размеры во Вселенной могут быть настолько большими, что астрономы изобрели больше единиц для описания расстояния.

Astronomical Units:

Расстояния в солнечной системе часто измеряются в астрономических единицах (сокращенно AU). Астрономическая единица — это среднее расстояние между Землей и Солнцем:

1 а.е. = 1,496 x 10 ⁸ км = 93 миллиона миль

Юпитер составляет около 5.2 а.е. от Солнца, а Плутон — примерно в 39,5 а.е. от Солнца. Расстояние от Солнца до центра Млечного Пути составляет примерно 1,7 x 10 ⁹ а.е.

Световых лет:

Для измерения расстояний между звездами астрономы часто используют световые годы (сокращенно ly). Световой год — это расстояние, которое свет проходит в вакууме за один год:

1 св. = 9,5 x 10 ¹² км = 63240 а.е.

Проксима Центавра — ближайшая к Земле звезда (кроме Солнца). 4.2 световых года от нас. Это означает, что свету Проксимы Центавра требуется 4,2 года, чтобы добраться до Земли.

Парсек:

Многие астрономы предпочитают использовать парсек (сокращенно pc) для измерения расстояния до звезд. Это потому, что его определение тесно связано с методом измерения расстояний между звездами. Парсек — это расстояние, на котором 1 а.е. проходит под углом в 1 угловую секунду.

1 шт. = 3,09 x 10 ¹³ км = 3,26 св. Лет

Для еще больших расстояний астрономы используют килопарсек и мегапарсек (сокращенно кпк и Мпк).

1 килопарсек = 1 кпк = 1000 пк = 10 ³ пк
1 мегапарсек = 1 Мпк = 1000000 пк = 10 ⁶ пк

Полномочия десяти:

Дистанции и размеры объектов астрономы исследования варьируются от очень маленьких, включая атомы и атомные ядра, до очень больших, включая галактики, скопления галактик и размер Вселенной. Чтобы описать такой огромный диапазон, астрономам нужен способ избежать путаницы в таких терминах, как «миллиард триллионов» и «миллионная».Астрономы используют систему, называемую степенью десяти, которая объединяет все нули, которые вы обычно находите прикрепленными к очень большим или малым числам, таким как 1 000 000 000 000 или 0,0000000001. Все нули помещаются в показатель степени, который записывается как надстрочный индекс и указывает, сколько нулей вам потребуется, чтобы записать длинную форму числа. Так, например:

10 ⁰ = 1
10 ¹ = 10
10 ² = 100
10 ³ = 1000
10 ⁴ = 10,000
и так далее.

В десятичной записи числа записываются как число от единицы до десяти, умноженное на степень десяти. Так, например, расстояние до Луны в 384 000 км можно переписать как 3,84 x 10 ⁵ км. Обратите внимание, что 3,84 находится между единицей и десятью. То же число можно точно переписать как 38,4 x 10 ⁴ или 0,384 x 10 ⁶ , но предпочтительнее, чтобы первое число было от единицы до десяти.

Очень маленькие числа также могут быть записаны с использованием десятичной записи.Показатель степени отрицателен для чисел меньше единицы и означает деление на это число десятков. Так например:

10 0 = 1

10 -1 = 1 / 10 = 0,1

10 -2 = 1 / 10 × 1 / 10 = 0,01

10 -3 = 1 / 10 × 1 / 10 × 1 / 10 = 0.001

10 -4 = 1 / 10 × 1 / 10 × 1 / 10 × 1 / 10 = 0,0001

и так далее.

И снова числа записываются как число от единицы до десяти, умноженное на степень десяти. Так, например, такое число, как 0,00000375, будет выражено как 3,75 x 10 ^-6 .

Некоторые знакомые числа, записанные как степени десяти:
100 (Сто)	10 2
Одна тысяча (1000)	10 3
Один миллион (1000000)	10 6
Один миллиард (1 000 000 000)	10 9
Один триллион (1000000000000)	10 12
Одна сотая (0.01)	10 -2
Одна тысячная (0,001)	10 -3
Одна миллионная (0,000001)	10 -6
Одна одна миллиардная (0,000000001)	10 -9
Одна одна триллионная (0,000000000001)	10 -12

Несколько веб-сайтов предлагают демонстрации десятичной дроби и масштаба Вселенной.

Примеры, которые стоит попробовать

1. Юпитер находится на расстоянии 5,2 а.е. от Солнца. Как далеко это в км?

2. Размер звезды 4,94 x 10 ¹³ км от Земли. Сколько времени потребуется свету этой звезды, чтобы достичь Земли?

3. Еще одна звезда находится на расстоянии 3.5 кпк от нас. Как далеко это в км и в лы?

4. Звезда A находится на расстоянии 33 пк, а звезда B — на расстоянии 109 пк. Какая разница в расстоянии между двумя звездами?

ответы

1.7,78 x 10 ⁸ км

2. 5.2 года

3. 1.08 x 10 ¹⁷ км, 1.14 x 10 ⁴ св. Лет (или 11410 св. Лет)

4. 247,76 св. Лет

Как астрономы измеряют расстояния до звезд и галактик?

Астрономы разработали несколько методов косвенного измерения огромных расстояний между Землей и звездами и галактиками. Во многих случаях эти методы сложны математически и включают обширное компьютерное моделирование.

Параллакс — это визуальный эффект, возникающий, когда при движении наблюдателя кажется, что близлежащие объекты меняют положение относительно более удаленных объектов.Это обычное событие легко воспроизвести; протяните палец на расстоянии вытянутой руки и посмотрите на кончик пальца сначала одним закрытым глазом, затем другим. «Движение» кончика пальца на фоне фоновых объектов вызвано изменением вашего положения просмотра — примерно на три дюйма от одного глаза к другому.

Когда Земля вращается вокруг Солнца, астрономы используют тот же принцип для определения расстояния до ближайших звезд. Как и кончик вашего пальца, звезды, которые находятся ближе к нам, меняют свое положение относительно более далеких звезд, которые кажутся фиксированными.Тщательно измеряя угол, на который кажется, что звезды движутся в течение года, и зная, как далеко переместилась Земля, астрономы могут использовать базовую геометрию средней школы для расчета расстояния до звезды.

Параллакс служит первым «сантиметром» мерила, которым астрономы измеряют расстояния до объектов, которые находятся еще дальше.

Например, они используют класс переменных, известных как цефеиды, которые пульсируют, как бьющиеся сердца. Существует прямая зависимость между продолжительностью пульсации цефеиды и ее истинной яркостью.Измерение видимой яркости цефеиды — насколько яркой она выглядит с Земли — позволяет астрономам вычислить ее истинную яркость, которая, в свою очередь, показывает расстояние до нее. Однако, чтобы этот метод работал правильно, астрономы должны сначала использовать метод параллакса, чтобы получить расстояния до некоторых из ближайших цефеид. Это позволяет им калибровать истинную яркость цефеиды, которую затем можно использовать для расчета расстояния до нее. Цефеиды — особенно яркие звезды, поэтому они видны в галактиках, которые находятся на расстоянии десятков миллионов световых лет от нас.

Для более далеких галактик астрономы полагаются на взрывающиеся звезды, известные как сверхновые. Как и у цефеидов, скорость, с которой определенный класс сверхновых звезд становится ярче и исчезает, показывает их истинную яркость, которую затем можно использовать для расчета расстояния до них. Но этот метод также требует хорошей калибровки с использованием параллакса и цефеид. Не зная точных расстояний до нескольких сверхновых, невозможно определить их абсолютную яркость, поэтому этот метод не сработает.

Как измеряются расстояния в космосе?

Если бы вы могли сесть на экспресс на Луну, путешествуя на скорости 128.7 километров (80 миль) в час, ваша поездка продлится немногим более 124 дней. Попытайтесь подъехать к ближайшей звезде, и вы никогда не доберетесь до нее. Луна может выглядеть ближе, чем звезды, но расстояния могут обмануть, если вы измеряете их по яркости и размеру. Космос настолько обширен, что астрономы используют несколько единиц измерения, чтобы понять все это.

Солнечная система: намного больше, чем хлебница

Космос — это в основном «космос», и многие объекты в нем невероятно далеки друг от друга по человеческим меркам.Луна, ближайший сосед Земли, находится в среднем на расстоянии 384 400 км (238 855 миль), в то время как Плутон, ныне известный как карликовая планета, живет у края Солнечной системы, в среднем на расстоянии 5,8 миллиарда километров (3,6 миллиарда миль) от Солнца. . По состоянию на март 2013 года космический корабль «Вояджер-1», запущенный в 1977 году, находился в 11 миллиардах миль от Земли.

Развлечения с астрономическими единицами

Чтобы упростить определение огромных расстояний в пределах Солнечной системы, астрономы изобрели астрономическую единицу, или AU.Его значение — это среднее расстояние от Земли до Солнца, или 149 600 000 километров (92 584 307 миль). Вместо того, чтобы выражать расстояние до Плутона в километрах, вы можете просто сказать, что он находится на расстоянии 39,54 а.е.

Зачем нужны единицы измерения

Единицы измерения, такие как AU, могут помочь вам визуализировать огромные расстояния, сравнивая их с известным стандартом. Зная, что Плутон находится примерно в 39 а.е. от Солнца, представьте себе модель Солнечной системы из пенополистирола с одним шаром, который представляет солнце, сидящим примерно в футе от другого шара, который представляет Землю.Затем вы можете представить себе, как вы помещаете другой шар примерно в 39 раз дальше от солнечного шара, чтобы представить Плутон.

Уменьшите размер Млечного Пути

Солнечная система расположена на краю Млечного Пути, галактики, состоящей из миллиардов звезд. Ближайшая звезда, Проксима Центавра, находится примерно в 271000 а.е. от Земли. Однако вся галактика имеет ширину 1 000 000 000 000 000 000 км (621 371 000 000 000 000 000 миль). Вместо того, чтобы пытаться измерить эти огромные расстояния в километрах или единицах а.е., вы можете указать их в световых годах.Световой год — 9 334 200 000 000 км (5 800 000 000 000 миль) — это расстояние, которое свет проходит за один год. Таким образом, расстояние до Проксимы Центавра в световых годах составляет 4,22 световых года.

Измерить все

Вселенная, состоящая из всей материи и энергии, может поразить воображение, когда вы понимаете галактические расстояния. Андромеда, галактика, похожая на Млечный Путь, находится на расстоянии 2 миллионов световых лет от нас. Путешествуя со скоростью света, вы проделаете путь за 2 миллиона лет. Чтобы достичь z8_GND_5296, самой далекой известной галактики по состоянию на сентябрь 2014 года, потребуются ошеломляющие 30 миллиардов световых лет.Имея дело с этими огромными просторами космоса, используйте единицу измерения парсек, которая равна 3,26 светового года. Килопарсек равен 1000 парсеков, а мегапарсек — одному миллиону парсеков.

Какие типы измерений используются для измерений в космическом пространстве?

Единицы измерения, которые люди используют на Земле, не очень полезны для измерения расстояний в космическом пространстве. Например, «Вояджеру-1», двигавшемуся с ошеломляющей скоростью 62 000 километров в час (38 525 миль в час), потребовалось 35 лет, чтобы покинуть Солнечную систему, сравнительно крошечную часть Вселенной.Чтобы избежать использования непонятно больших чисел, астрономы разработали единицы измерения для Солнечной системы и межгалактического пространства.

TL; DR (слишком долго; не читал)

Мили, километры и другие единицы, которые мы используем для измерения расстояний на Земле, не подходят для работы с гораздо более крупными расстояниями между небесными телами и галактиками. Общие единицы измерения космического пространства включают астрономическую единицу, парсек и световой год.

Астрономическая единица

Хотя древние греки имели представление о среднем расстоянии между Землей и Солнцем, астроном Христиан Гюйгенс провел первое точное измерение в 1659 году, взяв за основу фазы Венеры.Астрономы называют это расстояние, равное 149 597 871 км (92 955 миль), астрономической единицей и используют его в качестве основной единицы для измерения расстояния между телами в Солнечной системе. По определению, Земля находится на расстоянии 1 астрономической единицы от Солнца, в то время как Меркурий в среднем находится на расстоянии 0,39 астрономической единицы, а карликовая планета Плутон — в среднем на расстоянии 39,5 астрономической единицы.

Световой год

Используя вращающиеся зубчатые колеса и зеркала, французские физики Луи Физо и Леон Фуко получили первые точные измерения скорости света в 1800-х годах, хотя в Коране содержится заявление 1400-летней давности. к оборотам Луны вокруг Земли точно.Значение, принятое Национальным бюро стандартов США, составляет 299 792 километра в секунду (186 282 мили в секунду). Расстояние, которое свет проходит за год или световой год — 9 460 730 472 581 километр (приблизительно 5 878 625 400 000 миль) — является популярной мерой межгалактических расстояний, хотя астрономы предпочитают другую единицу: парсек.

The Parsec

Астрономы вычисляют расстояния между звездами, измеряя параллакс: угол видимого движения звезды на фоне Вселенной, когда Земля находится на противоположных сторонах своей орбиты.Это дает начало парсеку, единице, полученной путем начертания воображаемого прямоугольного треугольника на небе. Основание треугольника — это воображаемая линия между Землей и Солнцем, ее длина составляет 1 а.е. Другой отрезок — это расстояние от Солнца до воображаемой точки, от которой, если вы продлите гипотенузу до Земли, угол будет составлять 1 угловую секунду. Объект на таком расстоянии от Солнца по определению находится на расстоянии одного парсека.

Межгалактические измерения

Расстояния от Земли до ближайших звезд удобно выражать в парсеках; например, ближайшая звезда, Проксима Центавра, равна 1.На расстоянии 295 парсеков. Поскольку парсек равен 3,27 светового года, это 4,225 светового года. Однако даже парсеков недостаточно для измерения расстояний внутри галактики или межгалактических расстояний.

No related posts.