Какие способы определения расстояний до звезд вы знаете

Как определить расстояние до звёзд

Смотря на мерцающее ночное небо, нам кажется, что расстояние до звёзд не такое уж большое. А сами они малюсенькие точки во Вселенной. Однако это лишь видимость.

По правде говоря, маленькими светила не назовёшь, а дистанция между нами, как громадная пропасть. Кроме того, расстояние между самими звездами также неимоверно огромное. Разумеется, для нашего понимания, но не для космического пространства.

В древние времена люди считали, что все небесные тела одинаково удалены друг от друга. Но благодаря изучению космоса, со временем, взгляды изменились.

звёзды в космосе

В чём измеряется расстояние между звездами

Действительно, интересно какими единицами астрономы измеряют расстояние до звезд?
На самом деле, расстояние до звезд, как и до любых других космических тел, измеряется не в привычных нам километрах, а в световых годах или парсеках.

Световой год подразумевает пройденное световым лучом расстояние за один год, при условии, что его скорость равна 300 тысяч км в секунду. Только представьте, один световой год соответствует 9,5 миллионам миллионов километров.

Применение метров и километров при определении дистанций между звездами и расстоянии от Земли до них, очень-очень сложно и проблематично.

Хотя часто степень удалённости астрономических объектов настолько велик, что использование световых лет также неудобно. Поэтому для сокращения используют такую единицу измерения как парсек. Он равняется 3,26 светового года.

Помимо этого, за единицу измерения могут использовать мегапарсек, который в один миллион раз больше обычного (то есть составляет 3 260 000 световых лет).

Летящая звезда

Методы и способы определения расстояния до звезд

Всегда и во всём человек ищет свойства, характеристики и отличительные черты. На сегодняшний день, мы способны рассчитать любой отрезок, применяя практические и теоретические приёмы.

А вот как определяют расстояние до звезд? Для этого чаще всего используют метод параллакса.

Параллакс — это изменение видимого положения объекта в отношении удалённого фона, которое напрямую зависит от положения наблюдателя.

В случае определения расстояния до звезд, наблюдение проводят с двух сторон от Солнца на протяжении 6 месяцев друг от друга. В результате полученное смещение светила даёт возможность оценивать дистанцию до него.

Если бы звёздное тело было бы удалено от нашей планеты на 3,26 световых года или на 1 парсек, то его параллакс составлял бы 1 секунду дуги. Но, наверное, к счастью, нет ни одного настолько близко расположенного звёздного тела к нам.

расстояние до звезды

Другие способы определения расстояния до звёзд

Конечно, существуют и другие подходы. Так, например, определить расстояние до звезд можно с помощью фотометрического метода. При нём измеряют освещённость, которая возникает одинаковыми по силе и мощности источниками. Именно полученное значение освещённости обратно пропорциональна квадратам до удалённости тел друг от друга.

Определение расстояний до звезд возможно методом анализа спектра объектов. Для этого проводится исследование химического состава и физических характеристик, а также изучение спектров тела.

Итак, мы узнали в каких единицах измеряется и как определяют расстояние до звёзд.

Как известно, Солнце является самой близкой к нам звездой. Поэтому часто путь к нему указывают в км (149,6 млн км), что в переводе на световые года равно 8,3 световой минуте.

Расстояние между звездами и планетами нашей Солнечной системы имеет внушительные показатели. Например, степень удалённости планеты Плутон от Земли равна приблизительно 5 световым часам, а следующее близлежащее к нам светило (Проксима Центавра) располагается на расстоянии 4,2 световых года.

Представляете, сколько уже известно и доступно для нас, а сколько ещё предстоит узнать про нашу Вселенную!

Проксима Центавра (одна из самых маленьких звёзд)

Источник

Как определяют расстояние до звезд: методы и формулы

Расстояния до удаленных небесных объектов, например, звезд, недоступны для прямого измерения. Их вычисляют, опираясь на измеряемые параметры этих объектов, такие как блеск звезды или периодическое изменение ее координат. В настоящее время разработано несколько методов вычисления звездных расстояний, и каждый из них имеет свои границы применимости. Рассмотрим подробнее, как ученые определяют расстояние до звезд.

Использование параллакса

Параллаксом называют смещение наблюдаемого объекта относительно удаленного фона при изменении положения наблюдателя. Зная расстояние между точками наблюдения (базис параллакса) и величину углового смещения объекта, несложно рассчитать расстояние до него. Чем меньше величина смещения, тем дальше находится объект. Межзвездные расстояния огромны, и, чтобы увеличить угол, используют максимально большой базис – для этого измеряют положение звезды в противоположных точках земной орбиты. Этот метод называется звездным годичным параллаксом.

Теперь легко понять, как измеряют расстояние до звезд методом годичного параллакса. Оно вычисляется как одна из сторон треугольника, образованного наблюдателем, Солнцем и удаленной звездой, и равно r = a/sin p, где: r – расстояние до звезды, а – расстояние от Земли до Солнца и p – годичный параллакс звезды. Поскольку параллаксы всех звезд меньше 1 угловой секунды (1’’), синус малого угла можно заменить величиной самого угла в радианной мере: sin p ≈ p’’/206265. Тогда получаем: r = a∙206265/p’’, или, в астрономических единицах, r = 206265/p’’.

Единицы межзвездных расстояний

Понятно, что полученная формула неудобна, как и выражение колоссальных расстояний в километрах или астрономических единицах. Поэтому в качестве общепринятой единицы в звездной астрономии принят парсек («параллакс-секунда»; сокращенно – пк). Это расстояние до звезды, годичный параллакс которой равен 1 секунде. В этом случае формула принимает простой и удобный вид: r = 1/p пк.

Один парсек равен 206265 астрономических единиц или приблизительно 30,8 триллионов километров. В популярной литературе и статьях часто используется такая единица, как световой год – расстояние, которое за год проходят в вакууме электромагнитные волны, не испытывая влияния гравитационных полей. Один световой год равен около 9,5 триллиона километров, или 0,3 парсека. Соответственно, один парсек составляет приблизительно 3,26 светового года.

Точность параллактического метода

Точность измерения параллакса в наземных условиях в настоящее время позволяет определение расстояний до звезд не более 200 парсек. Дальнейшее повышение точности достигается путем наблюдений с использованием космических телескопов.

Так, европейский спутник «Гиппарх» (HIPPARCOS, был запущен в 1989 году) позволил, во-первых, увеличить это расстояние до 1000 пк, а во-вторых, существенно уточнить уже известные звездные расстояния. Европейский же спутник «Гайя», или «Гея» (Gaia, запущен в 2013 году), повысил точность измерений еще в на два порядка. С помощью данных «Гайя» астрономы как определяют расстояние до звезд в радиусе 40 килопарсек, так и надеются открыть новые экзопланеты. Космический телескоп им. Хаббла достигает сопоставимой с «Гайя» точности. Вероятно, она близка к предельной для оптических измерений.

Несмотря на это ограничение, тригонометрический годичный параллакс служит калибровочной основой для других методов определения расстояний до звезд.

Фотометрия. Понятие звездной величины

Фотометрия в астрономии занимается измерением интенсивности испускаемого небесным объектом электромагнитного излучения, в том числе и в оптическом диапазоне. На основе фотометрических параметров различными методами определяют расстояние как до звезд, так и до иных удаленных объектов, например, галактик. Одним из основных понятий, используемых в фотометрических методах, является звездная величина, или блеск (обозначается индексом m ).

Видимая, или относительная (для оптического диапазона — визуальная) звездная величина измеряется непосредственно по яркости звезды и имеет шкалу, в которой возрастание величины характеризует падение яркости (так сложилось исторически). Например, Солнце имеет видимую звездную величину –26,7 m , Сириус имеет величину –1,46 m , а ближайшая к Солнцу звезда Проксима Центавра – величину +11,05 m .

Абсолютная звездная величина – вычисляемый параметр. Он соответствует видимой звездной величине звезды, если бы эта звезда находилась на расстоянии 10 пк. Этот параметр связывает блеск объекта с расстоянием до него. У приведенных в качестве примера звезд абсолютная величина составляет: у Солнца +4,8 m , у Сириуса +1,4 m , у Проксимы +15,5 m . Расстояние этих звезд соответственно 0,000005, 2,64 и 1,30 парсека. Они различаются по очень важному астрофизическому параметру – светимости.

Спектры и светимость звезд

Астрономы называют светимостью L полную энергию, излучаемую звездой (либо другим объектом) в единицу времени, то есть мощность звезды. Светимость может быть выражена через абсолютную звездную величину, однако, в отличие от нее, не зависит от расстояния.

По спектру излучения, отражающему в первую очередь температуру (от нее зависит цвет), звезды подразделяются на несколько спектральных классов. Звезды одного спектрального класса характеризуются, как правило, одинаковой светимостью (здесь есть исключения, но они выявляются по особенностям спектра). Зависимость «спектр – светимость» (или «цвет – звездная величина») отображена на так называемой Диаграмме Герцшпрунга – Рассела.

Эта диаграмма дает возможность по спектральным классам звезд оценивать их абсолютные величины. А поскольку абсолютная величина связана несложным соотношением с расстоянием и с видимой, наблюдаемой величиной, далее нам уже ясно, как определяют расстояние до звезд. Формула имеет следующий вид: lg r = 0,2(m – M)+1. Здесь r – расстояние, m – видимая звездная величина и M – абсолютная величина. Точность такого метода невелика, но позволяет сделать оценку расстояния.

Стандартные свечи в астрономии

Существуют звезды, светимость которых характеризуется однозначным соответствием определенному физическому параметру. Благодаря этому астрономы с хорошей точностью по закону обратных квадратов определяют расстояние до звезд как функцию падения блеска. Чем меньше видимая величина такой звезды, тем дальше расположена сама звезда. К подобным объектам относятся, например, цефеиды и сверхновые типа Ia.

Цефеиды – переменные звезды, светимость которых строго связана с периодом пульсаций. Измерив блеск и период такой звезды, легко вычислить расстояние до нее. Цефеиды – очень яркие звезды. Современные телескопы способны разрешать цефеиды в других галактиках и таким образом установить расстояние до галактики.

Сверхновые типа Ia представляют собой взрывы определенного типа звезд в тесных двойных системах. Взрыв происходит при достижении звездой некоторого критического значения массы и всегда имеет одинаковую светимость и характер спада блеска, что также позволяет вычислить расстояние. Яркость сверхновых бывает сопоставима с яркостью целой галактики, поэтому с их помощью астрономы могут оценивать расстояния на очень больших, космологических масштабах – порядка миллиардов парсек.

Дальше всех

О самой близкой к нам звезде – Проксиме Центавра – знают многие. А вот какая из известных ныне звезд расположена дальше всех?

Самая дальняя звезда, принадлежащая к нашей Галактике, обнаружена не так давно. Она находится за пределами спирального диска Млечного Пути, на внешней границе галактического гало, на расстоянии около 122 700 пк, или 400 000 световых лет, в созвездии Весов. Это красный гигант 18-звездной величины. Конечно, известны и более далекие звезды, однако трудно установить точно их принадлежность к нашей Галактике.

Ну, а какая звезда из всех известных во Вселенной наиболее удалена от нас? Она имеет романтическое имя MACS J1149+2223 Lensed Star-1, или просто LS1, и расположена в 9 миллиардах световых лет. Ее обнаружение – это астрономическая удача, поскольку увидеть звезду на таком расстоянии оказалось возможно лишь благодаря событию гравитационного микролинзирования в далекой галактике, в свою очередь линзируемой более близким скоплением галактик. При этом использовался иной метод вычисления расстояния – по космологическому красному смещению. Этим способом определяют расстояния до самых удаленных объектов Вселенной, которые невозможно разрешить на отдельные звезды. И LS1 – один из самых удивительных и красивых примеров того, как определяют расстояния до звезд астрономы.

Источник

Какие способы определения расстояний до звезд вы знаете

Методы определения расстояний до звезд

Годичный параллакс

Кажущееся перемещение более близкой звезды на фоне очень далеких звезд происходит по эллипсу с периодом в 1 год и отражает движение наблюдателя вместе с Землей вокруг Солнца. Маленький эллипс, описываемый звездой, называется параллактическим эллипсом. В угловой мере большая полуось этого эллипса равна величине угла, под которым со звезды видна большая полуось земной орбиты, перпендикулярная направлению на звезду. Этот угол называется годичным параллаксом ( π ).

Параллактические смещения звезд служат неопровержимым доказательством обращения Земли вокруг Солнца. Расстояния до звезд определяются по их годичному параллактическому смещению, которое обусловлено перемещением наблюдателя (вместе с Землей) по земной орбите.

Если CT = a есть средний радиус земной орбиты, SC = r — расстояние до звезды S от Солнца C, а угол π — годичный параллакс звезды, то

Так как годичные параллаксы звезд оцениваются десятичными долями секунды, а 1 радиан равен 206265′′ , то расстояние до звезды можно определить из соотношения

При измерении расстояний до звезд астрономическая единица слишком мала. Поэтому для удобства определения расстояний до звезд в астрономии применяется специальная единица длины — парсек (пк) , название которой происходит от слов «параллакс» и «секунда».

Парсек — это расстояние, с которого радиус земной орбиты был бы виден под углом в 1′′.

1 пк = 206 265 а. е. = 3,086 · 10 13 км.

Таким образом, расстояние до звезд в парсеках будет определяться выражением

В астрономических единицах обычно выражаются расстояния до тел Солнечной системы. Расстояния до небесных тел, находящихся за пределами Солнечной системы, обычно выражаются в парсеках, килопарсеках ( 1 кпк = 10 3 пк ) и мегапарсеках ( 1 Мпк = 10 6 пк ), а также в световых годах ( 1 св. г. = 9,46 · 10 12 км = 63 240 а. е. = 0,3067 пк или 1 пк = 3,26 св. г. ).

Световой год — расстояние, которое электромагнитное излучение (в вакууме) проходит за 1 год.

Фотометрический метод определения расстояний

Освещенности, создаваемые одинаковыми по мощности источниками света, обратно пропорциональны квадратам расстояний до них. Следовательно, видимый блеск одинаковых светил (т.е. освещенность, создаваемая у Земли на единичной площадке, перпендикулярной лучам света) может служить мерой расстояний до них. Выражение освещенностей в звездных величинах ( m — видимая, M — абсолютная звездная величина) приводит к следующей основной формуле фотометрических расстояний r_ф(пк) :

Для светил, у которых известны тригонометрические параллаксы, можно, определив M по этой же формуле, сопоставить физические свойства с абсолютными звездными величинами. Это сопоставление показало, что абсолютные звездные величины многих классов светил (звезд, галактик и др.) можно оценивать по ряду их физических свойств.

Основным способом оценки абсолютных величин звезд является спектральный способ: в спектрах звезд одного и того же спектрального класса обнаружены особенности, указывающие на их абсолютные величины (чаще всего это усиление линий ионизованных атомов с возрастанием светимости звезд). По таким признакам звезды разделены на классы светимости. По классам и более мелким подклассам светимости, оцениваемым по спектрам звезд, можно находить абсолютные величины с погрешность до 0,5 m . Эта погрешность соответствует относительной погрешности 30%.

Цефеиды (стандартные свечи)

Важный метод определения фотометрических расстояний в Галактике и до соседних звездных систем — галактик — основан на характерном свойстве переменных звезд — цефеид. Короткопериодические цефеиды (с периодами колебаний блеска менее суток) в среднем имеют абсолютную величину +0,5 m . Они встречаются в шаровых звездных скоплениях, в центральной области и сферической короне Галактики и относятся к ее звездному населению II типа. По цефеидам в конечном счете найдены расстояния до шаровых звездных скоплений и установлено расстояние от Солнца до центра Галактики.

Для долгопериодических цефеид (периоды колебаний от 1 до 146 сут.), относящихся к звездному населению I типа (плоской составляющей Галактики), установлена важная зависимость период-светимость, согласно которой, чем короче период колебаний блеска, тем цефеида слабее по абсолютной величине. С помощью этой зависимости можно определить абсолютные величины цефеид по длительности их периодов колебаний блеска и, следовательно, фотометрические расстояния до цефеид и звездных скоплений, спиральных рукавов и звездных систем, где они наблюдаются. Погрешность определения расстояний по цефеидам составляет для звездных скоплений в среднем 40% (в отдельных случаях меньше).

Определение внегалактических расстояний

Расстояния до ближайших галактик были установлены по оценкам видимых звездных величин цефеид и ярчайших звезд в этих звездных системах. Более тысячи цефеид найдено в Магеллановых Облаках, несколько сотен — в Туманности Андромеды (М31). Цефеиды обнаружены также в семи неправильных и спиральных галактиках, находящихся в радиусе около 3 Мпк вокруг нашей Галактики.

В системах, где не удается обнаружить цефеиды, ищут ярчайшие звезды-сверхгиганты и гиганты высших классов светимости. Ярчайшие сверхгиганты обнаружены в нескольких сотнях спиральных и неправильных галактик в радиусе до 10 Мпк (абсолютные величины их — от -9 до -10 m ). В эллиптических галактиках население I типа (долгопериодические цефеиды, сверхгиганты и горячие газовые туманности) отсутствует. Однако небольшие эллиптические галактики нашей Местной группы на фотографиях распадаются на звезды, ярчайшие из которых оказались красными гигантами, аналогичными гигантам в шаровых звездных скоплениях нашей Галактики (абсолютные величины этих гигантов достигают -2 m , радиус обнаружения — около 1 Мпк). По красным гигантам удается оценивать фотометрические расстояния до эллиптических галактик внутри Местной группы галактик с погрешностью 20%.

В качестве индикаторов расстояний используются также новые звезды и сверхновые звезды.

В некоторых галактиках наблюдаются яркие газовые туманности. Оказалось, что линейные размеры наибольших туманностей в галактиках почти одинаковы. Поэтому, измерив угловые размеры d» ярчайшей туманности в какой-либо галактике, можно определить расстояние r до этой галактики. Данный способ применим к спиральным и неправильным галактикам до расстояний 15 Мпк. Погрешность этого метода — не менее 10%.

До остальных галактик фотометрические расстояния можно определять более грубым способом по оценке интегральной звездной величины галактики. По особенностям внешнего вида спиральных галактик (толщина, длина спиральных рукавов, поверхностная яркость и т.п.) часто можно грубо оценить светимость галактики или, по крайней мере, установить, что галактика не относится к числу карликовых. В последнем случае ее абсолютную интегральную величину можно условно принять равной -20 m (ср. значение для галактик-гигантов) и по видимой величине грубо оценить расстояние.

На больших расстояниях (> 1000 Мпк) видимый блеск галактик и других космических объектов ослабляется не только в силу фотометрического закона квадрата расстояния, но также, помимо поглощения света, вследствие красного смещения — «покраснения» далеких источников излучения, отражающего расширение Вселенной, что приходится учитывать при определении фотометрических расстояний.

Определение расстояний по красному смещению

Сравнение фотометрических расстояний до галактик с величиной смещения z их спектральных линий к красному концу спектра показало, что величина

пропорциональна расстоянию r (Хаббла закон):

где H — постоянная Хаббла. Отсюда получается формула для определения расстояний до далеких галактик, радиогалактик и квазаров:

Источник