Како да ја знаеме растојанието до ѕвездите и како се мери

Како да ја знаеме растојанието до ѕвездите и како се мери

Знаеме дека најблиската ѕвезда на Земјата е Сонцето. Ако зборуваме за предмети надвор од сончевиот систем, тогаш на прво место во близината меѓу ѕвездите е Проксима Кентаури и системот Алфа Кентаури. Но, како да го знаеме ова?

Првите луѓе не беа особено заинтересирани за ѕвездите, бидејќи тие го сметаат вселената како статична купола, каде што небесните тела се цврсто закачени над Земјата. Но, тогаш древните мудреци претпоставуваа дека светот е многу покомплициран отколку што изгледаше првично.

На пример, астроном од античка Грција Аристарх од Самос во III век п.н.е. er Се обидов да ја одреди растојанието од сонцето. Тој сметал дека ѕвездата треба да се наоѓа 20 пати подалеку од Месечината (сегашната бројка е 20 пати повеќе). Повеќе модерни фигури беа обезбедени од страна на астрономот Жак Доминик Касини во 1672 година, со користење на моментот на конфронтација на Марс (140 милиони km).

Како да ја знаеме растојанието до ѕвездите и како се мери

Визуелизација на методот паралакса

Долго време, научниците мораа да го користат движењето на Венера за да ги разберат параметрите на сончевиот систем. Така се појавија големи меѓународни проекти, каде што научниците од целиот свет ги комбинираа набљудувањата и изведените растојанија до вселенските објекти. Но, како истражувачите ги мерат овие растојанија?

Наједноставниот и првиот метод беше паралакса (триангулација). Можеби не знаете за тоа, но постојано го гледате ефектот во обичниот живот. Сетете се како отидовте во автомобил, воз или минибус. Можеби сте забележале колку брзо блиските предмети (како мислења и луѓе) трепкаат на позадината на пооддалечените објекти (планини, облаци итн.). Заклучокот е едноставен: паралаксата за блиски објекти е многу позначајна и извонредна.

Како да ја знаеме растојанието до ѕвездите и како се мери

Паралакс ефект

Паралаксата се пресметува како равенка. Ќе ви треба база (мерење на два агли и едно растојание) и знаење за тригонометрија за да ја пресметате должината на една од нозете во десниот триаголник. Колку подолго е основата, толку е позначајно паралактичките поместувања и агли.

Кога се движите од едниот крај на основата до другиот, видливиот правец се менува до точка. Промената на објектот во однос на позадината на далечните небесни тела се нарекува промена на паралаксата. Што ќе набљудувачот на земјата како основа? Ова е дијаметарот на орбитата на Земјата околу сонцето.

Најтешко е да се примени паралакса на пооддалечените ѕвезди. Пробивот се случил само во XIX век, кога goniometric уреди станаа сосема точни. Среќа се насмевна на Василиј Струве, кој во 1837 година прво ја објави вредноста на паралаксата на ѕвездата Вега - 0,12 аглични секунди. Понатамошни набљудувања од Фридрих Бесел следеа за ѕвездата со 61 Лебед - 0,3 ''.

Растојанието во паралаксалниот метод за други ѕвезди почна да се мери во парсеки (1 парсек = 3,26 светлосни години). Ова е почетна референтна точка, каде што точно од ова растојание радиусот на орбитата на нашата планета се гледа под агол од 1 секунда. Ако сакате да го пресметате растојанието до ѕвездата во парсеките, користете едноставна формула во која 1 е поделена со ѕвезда паралакса за неколку секунди.

Методот функционира добро ако мерете растојанија не повеќе од 100 парсеки (паралаксалниот метод се суди со бариера во форма на атмосферата на Земјата). Но, универзумот е бесконечен. Како да видите повеќе оддалечени објекти? Фотометриските методи кои се појавија со развојот на фотографијата и променливите ѕвезди (цефеиди) помагаат овде. Првиот за успех беше астрономот Хенриет Левит. Таа го проучи ѕвезденото сјај на фотометриските плочи со користење на цефеиди на територијата на Малиот магелански облак. Таа успеа да разбере дека со осветлувањето на ѕвездата се зголемува и периодот на осцилација на осветленоста.

Како да ја знаеме растојанието до ѕвездите и како се мери

Благодарение на светлината и видливоста на цефеидите, предметите во близина на нив може да се проследат. Ако се присетиме на врската помеѓу периодичноста и осветленоста, тогаш во форма на цефеиди добиваме корисна алатка за пресметување на скалите на Универзумот.

Но тешко е да се измери растојанието до најблискиот Цефеид, бидејќи е далечински за 130 парсеки. Затоа, се појави шема за "растојание од растојание", каде што дисперзираните ѕвездени јата станаа средна фаза, каде што ѕвездените објекти се карактеризираат со вкупното време на формирање. Изработката на графикон со индикатор за температура и осветленост доведоа до изнесување на главната секвенца. Сите ѕвезди во кластерот се оддалечени од Земјата со речиси едно растојание, така што нивната очигледна брилијантност овозможи да се пресмета мерката на сјајност.

Беше неопходно да се одреди точната растојание до барем еден кластер за да се направи "одговара на главната низа". Ова им помогна на Плејади и Hyades. После тоа, веќе имавме скалила до најблиските Цефеиди.

Како да ја знаеме растојанието до ѕвездите и како се мери

Плејадите се отворени кластери кои можат да содржат 3000 ѕвезди и се оддалечени 400 светлосни години (120 парсеци). Меѓу имињата се: Седум Сестри, NGC 1432/35 и M45.

Точноста на мерењето се зголемува ако ги забележувате ѕвездите не од Земјата, но барем во орбитата. Затоа, во 1989 година беше пуштен сателит Хипаркос, со помош на кој тие беа во можност да презентираат астрономски каталог од 120 ѕвезди со годишни паралаксии.

Ако сакате да одите уште подалеку, не можете да направите без црвено поместување. Појавата на методот се должи на астрономот Весто Слифер, кој во студијата на галактичките спектри забележал дека многу линии се црвени во однос на набљудувачот. Потоа, Едвин Хабл го презеде развојот на темата, кој ја изведе Хабл-константата и сфати дека галаксиите се отстранети (стапката на отстранување е пропорционална со растојанието до галаксијата), а Универзумот се шири. Во современиот свет, тоа е црвената смена која овозможува определување на далечина до далечни галаксии. Се разбира, да не заборавиме дека сега научниците имаат понапредни технологии за набљудување и сателити во орбитата, така што растојанијата до ѕвездите постојано се рафинираат. На пример, последната мисија на Гаја е точно да ја измери паралаксата, внатрешната и радијалната брзина за 1 милијарда ѕвезди.

Коментари (0)
Популарни статии
Пребарување