Измерение расстояний до небесных тел

Астроном Владимир Сурдин о цефеидах, вспышках сверхновых звезд и скорости расширения Вселенной

От чего зависит мощность излучения звезды? Что такое темная энергия? Как меняется скорость расширения Вселенной?  На эти и другие вопросы ответил кандидат физико-математических наук Владимир Сурдин.

Мы знакомы с методами триангуляции и пользуемся ими каждый день. Мы смотрим на любой предмет левым и правым глазом и в мозг нам поступают две картинки с разных ракурсов. У нас в мозгу они складываются, и тогда мы определяем расстояние по тому, как смещаются близкие к нам предметы на фоне далеких. Этим же пользуются геодезисты — они ставят два угломерных инструмента (буссоль, теодолит). Из двух разных точек меряют направление на один и тот же объект и потом строят треугольник. Два угла в треугольнике позволяют измерить и третий. Тот, под которым с измеряемого объекта виден наш собственный базис, наша линия, на концах которой стоят два угломерных инструмента. Ну, а любой школьник по трем углам и одной стороне может полностью построить треугольник и найти все его стороны, то есть расстояние до неизвестного объекта. Это очень удобно, когда у вас объект на вершине горы или за рекой, и вы не можете просто протянуть к нему рулетку, а вынуждены по углам определять расстояние. Астрономы еще 2000 лет назад пользовались этим методом, например, для измерения расстояния до луны.

Раз в несколько столетий мы наблюдаем с Земли, как на фоне солнечного диска проходит Венера, иногда Меркурий, и наблюдая это прохождение с разных точек земли, один астроном в Европе, другой в Австралии, третий в Южной Америке, можно увидеть смещение изображения планеты на фоне солнца. Это позволяет измерить расстояние до планеты, до самого солнца, ну и потом все расстояния в солнечной системе восстанавливаются таким образом. Но когда речь заходит о расстоянии до звезд, тут уже размеры земли бесконечно малы. И надо использовать какой-то другой, более широкий базис. Этим базисом служит размер земной орбиты. Через полгода Земля перемещается из одной точки орбиты в диаметрально противоположную, и уже этого огромного расстояния в 300 млн. км. достаточно, чтобы определить параллакс, то есть разницу углов по направлению к ближайшим звездам. Пока мы работали на поверхности Земли, нам мешала атмосфера измерять точные углы — она размывает изображение далеких объектов. Мы могли измерить расстояние до ближайших нескольких тысяч звезд. Но как только в космос полетели специальные телескопы, которым атмосфера не мешает, они стали измерять расстояние до миллионов звезд. А сейчас на орбите вокруг солнца летает специальный астрометрический телескоп который практически может измерить расстояние до всех звезд нашей в нашей галактике.

Если речь заходит о соседних галактиках, тут уже никакие паралаксы не помогут. Что делать? Искать стандартные свечи. Когда мы видим вдалеке два огонька, мчащихся по дороге, мы понимаем — это автомобиль. Яркость его фар мы примерно себе представляем, и по тому, насколько она далека, мы можем сказать, этот автомобиль в ста метрах от нас, в километре или в десяти километрах. Яркость меняется, если вы знаете, какая она на самом деле. Астрономы на самом деле называют ее светимостью объекта, то есть полной мощностью ее излучения. И измерив видимую яркость, могут измерить расстояние. Но надо убедиться, что это знакомы звезды. Такими звездами очень хорошо играют роль цефеиды. У астрономов принято так называть звезды по имени первой из них, которая была открыта в созвездии Цефей. Эти звезды обладают стандартной яркостью, которую мы определяем по периоду переменности блеска.

кандидат физико-математических наук, старший научный сотрудник Государственного астрономического института им. П.К. Штернберга МГУ

Комментирование и размещение ссылок запрещено.

Комментарии закрыты.