Измерение расстояния в астрономии

Простого метода измерения расстояния между небесными объектами не существует. Звезды, даже самые яркие из них, всегда воспринимаются на глаз как равноудаленные от нас светящие точки. Даже наимощнейшие телескопы не могут точно установить расстояние до них. Лишь начиная с первой половины 1980-х годов технический прогресс и аппаратура позволили измерить с приемлемой точностью расстояние до некоторых звезд.

ЕДИНИЦЫ ИЗМЕРЕНИЯ.
Земные единицы измерения расстояния не подходят для огромных расстояний между небесными объектами, поэтому в астрономии используют три другие основные единицы измерения.Внутри Солнечной системы обычно пользуются «астрономической единицей». Астрономическая единица (а. е.) равна среднему расстоянию от Земли до Солнца -149 600 000 км. В этой измерительной шкале Марс находится на расстоянии 1,52 а. е. от Солнца.Чтобы оценить расстояние до звезд, существует две единицы измерения: световой год и парсек. Первый равен расстоянию, которое проходит свет за год, перемещаясь со скоростью около 300 000 км/с. Таким образом, световой год составляет чуть больше 9 400 млрд. км. Например, самая близкая звезда (а Центавра) расположена на расстоянии примерно 4,3 светового года. Профессиональные астрономы часто пользуются вместо светового года парсеком. 1 парсек (пк) составляет около 3,26 солнечного года, то есть приблизительно 30 000 млрд. км. Кратные единицы измерения — килопарсек (Кпк) равен 1000 пк, а мегапарсек (Мпк), равный 1 млн. пк, используют для оценки расстояний до внегалактических объектов. Галактика Андромеды находится на расстоянии около 2,2 млн. солнечных лет, или 675 Кпк.

МЕТОД ГОДОВОГО ПАРАЛЛАКСА.
Основной метод измерения астрономических расстояний назван методом годового параллакса. Центральная идея, основанная на геометрической перспективе, очень проста. Относительно близкая звезда, наблюдаемая из разных мест космоса, визуально смещается на фоне более далеких звезд. Исходя их этого, для наблюдения надо 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 млн. км, два наблюдения, проведенные с интервалом в 6 месяцев, будут осуществлены из двух мест космоса, находящихся на расстоянии приблизительно 300 млн. км, что составляет диаметр земной орбиты.

Измерив видимый угол смещения звезды из двух разных мест, тригонометрическими методами можно вычислить расстояние до нее. Половина угла смещения называется углом параллакса. Это угол, под которым из точки, на которой находится Земля, виден радиус земной орбиты. Из этого метода измерения вытекает величина парсека, расстояние, на котором должна находиться звезда, угол параллакса которой равен одной угловой секунде. Первая звезда, расстояние до которой было вычислено по этому методу, была 61 Лебедя в 1838 году. Немецкий астроном Ф. Вильгельм Бессель, определив угол ее параллакса, подсчитал расстояние до звезды, равное примерно 10 световым годам (по современным подсчетам —11,4 световых года). Преимущество метода годового параллакса заключается в том, что это чисто геометрический метод, который позволяет избежать гипотетических допущений об объектах, до которых надо измерить расстояние. Но эта концептуальная простота не сопровождается такой же простотой измерений. Углы измерения из-за больших расстояний до звезд очень маленькие. Например, считалось, что угол параллакса самой близкой звезды Проксима Центавра в тройной системе а Центавра, составляет 0,76 угловой секунды, а одна угловая секунда — под которым видна одна столировая монета на расстоянии 15 км. С помощью метода годового параллакса можно измерять расстояние до звезд, находящихся не более чем в 100 световых годах от Земли.




ДРУГИЕ МЕТОДЫ.
Существует множество других методов измерения расстояния до объектов Млечного Пути (в частности, до звездных скоплений). Некоторые из них чисто геометрические, другие — более теоретические, которые здесь невозможно подробно описать. Но подчеркнем, что при любом методе для градуировки шкалы используют в той или иной мере метод годового параллакса.Один из наиболее важных методов использует соотношение период светимости пульсирующих переменных звезд, о чем говорилось в главе, посвященной цефеидам.

МЕТОДЫ ИЗМЕРЕНИЯ РАССТОЯНИЙ ДО ВНЕГАЛАКТИЧЕСКИХ ОБЪЕКТОВ.
Свет, идущий от любого небесного объекта, кажется тем слабее, чем больше расстояние. Физический закон, описывающий это явление, утверждает, что интенсивность свечения I обратно пропорционально квадрату расстояния а : l~l/d2. Например, если у галактики, находящейся на расстоянии 10 млн. световых лет, наблюдается определенная светимость, то такая же галактика, расположенная на расстоянии 20 млн. световых лет, продемонстрирует светимость в 4 раза меньшую, чем первая.В чисто астрономических терминах интенсивность свечения — абсолютная звездная величина М небесного объекта, по которой можно вычислить расстояние, так что звездная величина и расстояние связаны формулой: m-M = -5 = 5 log (d). Тогда становится очевидным, что, если известны абсолютные величины небесных объектов, можно использовать это соотношение для определения расстояния до них. Небесные объекты, до которых определена абсолютная звездная величина, называются «свечами нормальными». Понятие «свеча нормальная» предполагает, что все объекты, принадлежащие к одному классу, имеют одинаковую абсолютную звездную величину, условие, истинность которого не всегда легко проверить.Кроме цефеидов, в качестве «свечей нормальных» используются также переменные W Девы и RR Лиры, красные и синие сверхгиганты с большой светимостью, а потому видимые на больших расстояниях; новые и сверхновые.


Остальные, кроме перечисленных, объекты можно использовать в качестве так называемых первичных индикаторов расстояния, с их помощью калибруются методы измерения в еще более далеких от нас областях Вселенной.На практике их используют для сравнительных вычислений. Например, наблюдают за относительно близкой новой, до которой можно измерить расстояние с помощью метода годового параллакса. Затем высчитывают ее абсолютную звездную величину, «калибруют» соотношение, связывающее относительную и абсолютную звездную величины и расстояние, после чего предполагают, что все новые такого типа имеют близкие величины светимости. Когда в каком-либо месте Галактики появляется другая новая, расстояние до нее можно определить с помощью этого соотношения.Одна из основных проблем, связанных с методами измерения расстояний, — это межзвездное поглощение излучения.

ДАЛЕКИЕ ГАЛАКТИКИ.
Для определения расстояний до очень далеких галактик используют «свечи нормальные». К ним причисляют, например, области ионизированного водорода, шаровые звездные скопления и яркие красные и синие звезды скоплений. Естественно, для наблюдения за очень далекими объектами необходимо в первую очередь использовать самые яркие объекты, воспользовавшись шаровыми скоплениями приблизительно до 50 млн. световых лет.Для измерения больших расстояний в качестве «свечей нормальных» используют целые галактики, которые специально для этих целей были классифицированы. Подразделив их на классы по светимости и зная их абсолютные звездные величины, можно измерить расстояние примерно 500 млн. световых лет. «Свечами нормальными» являются также целые скопления галактик или, по крайней мере, самые яркие галактики внутри скопления.Наблюдения с помощью телескопов могут покрывать расстояния в несколько миллиардов световых лет, где находятся границы наблюдаемой Вселенной. Галактики, находящиеся так далеко, пребывают на более поздней стадии эволюции, чем более близкие галактики. Однако не исключены сомнения, связанные с масштабами расстояния, относительнокоторых было бы рискованно утверждать, что наполнявшие молодую вселенную обладают теми же характеристиками, как и те, что находятся рядом с нами.Метод измерения расстояния до галактики основан на законе Хаббла, который устанавливает соотношение между скоростью, с которой галактика удаляется от нас, и расстоянием до нее. Измерив первый параметр, возможно вычислить второй, учитывая, что значение константы пропорциональности Н0 известно.