Солнечная система
  Астрономическая единица
  Радиолокация
  Горизонтальный параллакс
  Размеры тел Солнечной системы
До звезд √ рукой подать
  Парсек и годичный параллакс
  Звезды-двойники
    Цефеиды
    Одинаковые отпечатки пальцев
Все ярче и ярче
Там, где не видны никакие звезды
Лестница в небо

Солнечная система

Астрономическая единица

На практике из наблюдений можно узнать период обращения небесного тела вокруг Солнца. А дальше очень просто из третьего закона Кеплера высчитать длину большой полуоси орбиты небесного тела.

Радиолокация

Горизонтальный параллакс

Для измерения расстояний до объектов внутри Солнечной системы точно отмечают на небе положение этого объекта относительно звезд, которые достаточно удалены. Наблюдения одновременно проводят из двух разнесенных на большое расстояние мест земной поверхности (сотни, тысячи километров). При этом, положение объекта относительно звезд для каждого места наблюдения будет своим. Зная расстояние между точками наблюдения, зная угловое расстояние между положениями объекта для каждой точки, нет ничего проще, чем узнать расстояние до объекта. Такой способ определения расстояний называют методом горизонтального параллакса. Параллакс √ это смещение, то самое смещение объекта на фоне звезд при смене места наблюдения.

Размеры тел Солнечной системы

Если тело настолько мало, что угловых размеров выяснить не удается, приходится строить догадки об отражательной способности поверхности тела (альбедо).  Тела, находящиеся на одном удалении, с одним и тем же альбедо, но разных размеров, будут сиять тем ярче, чем они больше. Поэтому, примерные размеры малых небесных тел, в основном, астероидов, узнать тоже можно, учитывая расстояния до тел и альбедо их поверхности.

До звезд √ рукой подать

Попробуйте осознать число 40700000000000 км. Пока вы считали знаки и разбивали их на тройки, можно было выпить чаю. Астрономы не любят заниматься такой работой, как разгребание нулей в астрономических числах. Они сделали все возможное для того, чтобы эти числа сделать земными. Расстояние до ближайшей звезды (именно его вы пытались постигнуть) можно примерно записать как 270000 а. е. Тоже немалое число, но прогресс √ налицо. Астрономы пошли дальше. Они записывают это же число как 4,3 светового года или даже 1,32 пс. Изменение единиц измерения делает звезды не такими далекими.

Световой год √ это не время. Это расстояние, проходимое за время. Световой год √ путь, проходимый светом за один год. Из самых удаленных уголков Вселенной свет до нас добирается более 10-ти миллиардов лет. Чтобы представить себе чудовищность такого расстояния, лучше записать его в привычных километрах:

Парсек и годичный параллакс

Расстояние до не слишком далеких звезд (десятки световых лет) определяют с помощью известного нам метода √ параллакса. Только в случае звезд в этом методе кое-что изменяется. Вспомним, что положение тел Солнечной системы отмечают относительно звезд. Теперь нам нужно увидеть перемещение самих звезд. Для этого используют в качестве ориентиров далекие по сравнению со звездами галактики.

Перемещение наблюдателя по поверхности ограничено скромными по космическим меркам размерами нашего голубого шарика. Для звезд эти размеры до смешного малы. Поэтому, чтобы увидеть перемещение звезд на фоне галактик, наблюдения производят из разных точек земной орбиты. Для этого не надо запускать космические аппараты. Можно подождать, пока Земля сама пройдет положенный ей путь и окажется через несколько месяцев в нужной точке. Так узнают угловое перемещение звезды. Зная расстояние между точками на орбите, из все тех же геометрических соотношений узнают расстояние. 

Наблюдения будут наиболее продуктивны, если проводить их с промежутком в полгода: Земля перенесется за это время в противоположную точку своей орбиты, и расстояние между пунктами наблюдения будет максимальным. Кроме того, лучше всего выбирать моменты для наблюдений так, чтобы линия, соединяющая точки наблюдения, была перепендикулярна направлению на звезду. 

Расстояние в один парсек соответствует смещению звезды на фоне далеких объектов на 1'' при перемещении наблюдателя на 1 радиус земной орбиты. Парсек √ сокращение слов параллакс и секунда. 1 парсек √ 3,26 светового года. При подобных измерениях приходится учитывать взаимное перемещение звезды и Земли за промежуток времени между наблюдениями. Эта величина узнается из наблюдений. Также астрономы учитывают неравномерности вращения Земли вокруг оси, из-за которых постоянно меняется ее направление.

Смещение звезд при таких наблюдениях называют годичным параллаксом. Чем меньше параллакс, тем больше до звезды парсеков.

Звезды-двойники

Цефеиды

Представьте себе ряд одинаковых фонарей.  Если все их погасить, а оставить какой-то один, то Вы сможете по тому, насколько ярко выглядит фонарь, сказать, далеко фонарь или близко. Астрономы обладают точными приборами, поэтому они определяют и то, насколько далеко или близко расположена звезда.

Столь полезный тип переменных звезд называют цефеидами (по имени первой открытой звезде такого рода из созвездия Цефея). Цефеиды вдвойне полезны тем, что это √ очень яркие звезды. Их по отдельности замечают не только в пределах нашей Галактики,  но и в других близких звездных системах. Самая известная цефеида √ Полярная звезда. Правда, обычно об этом никто не знает. Видимо обидевшись, эта звезда в последние года перестала проявлять себя в этом качестве, то есть перестала менять свой блеск

Одинаковые отпечатки пальцев

Все ярче и ярче

В далеких звездных системах, там, где яркости цефеид не хватает, необходимо найти еще какие-нибудь более яркие объекты, которые вели бы себя одинаково. Таким свойством обладают вспышки сверхновых звезд в двойных системах. Спад их яркости после самой вспышки идет во всех случаях одинаково, так как в двойных системах всегда взрываются звезды одинаковой массы. Одинаковы, конечно, и светимости вспышек. Сверхновая √ объект, сравнимый по яркости с самой галактикой, поэтому их находят очень далеко от Земли. Исследуя то, как сверхновая ведет себя после вспышки, определяют, принадлежит ли взорвавшаяся звезда двойной системе. Если так, то все идет по тому же сценарию. Сравнивают известную светимость с яркостью и находят расстояние.

Там, где не видны никакие звезды

Всему, видимо, есть предел. На некотором расстоянии от нашей планеты нельзя рассмотреть никаких звезд даже в очень хорошие телескопы. Как определять расстояния до далеких галактик? Нашелся способ и для этого. Связав скорость удаления относительно близких галактик с расстоянием до них, определенным по цефеидам и сверхновым, удалось найти примерное значение коэффициента пропорциональности между этими величинами.

Скорость галактик определяют по красному смещению линий в их спектрах. Согласно эффекту Доплера, свет  от удаляющегося объекта краснеет. По величине этого покраснения и находят скорость галактики. Сейчас значение коэффициента пропорциональности между скоростью и расстоянием (постоянная Хаббла)  считается примерно равным 50-60 км в секунду на каждый Мегапарсек. Постоянная Хаббла задает скорость расширения  Вселенной. Зная скорость расширения Вселенной, мы можем судить о ее возрасте, как, зная скорость движения и маршрут поезда, мы можем примерно сказать, когда он покинул станцию отправления. Значение скорости расширения Вселенной также немаловажно для понимания ее будущего.  Чем быстрее расширяется Вселенная, тем с меньшей вероятностью это расширение сменится затем сжатием. О других сторонах этой проблемы читайте здесь.

Никакие объекты не могут двигаться быстрее, чем свет. Самое большое расстояние, на которое мы можем заглянуть равно  произведению скорости света и возраста Вселенной, так как свет просто не успел дойти из более дальних областей. Так вот взаимосвязаны время и пространство.

Лестница в небо

Итак, давайте выявим способы основные способы определения расстояний. Особняком стоит Солнечная система, в которой действенны радиолокация, законы Кеплера и горизонтальный параллакс. Для далеких небесных тел существует четкая последовательность способов, каждый последующий из которых опирается на предыдущий. Годичный параллакс является основой шкалы расстояний. По нему выявлены закономерности в блеске Цефеид. По цефеидам ╚откалибровали╩ способ определения расстояния по сверхновым. Наконец, сверхновые помогли вычислить постоянную Хаббла. Если на любом из этих шагов допущена неточность, все последующие способы становятся еще более неточными. Над уточнением все соотношений, по которым определяются расстояния, астрономы усиленно работают. Уточнений, пожалуй, не требует годичный параллакс. Но и здесь нет предела увеличению точности наблюдений.

Размеры небесных тел определяются на основе их видимых угловых размеров и найденных расстояний. Размеры звезд находят из теоретических расчетов, опирающихся на исследование спектра звезды. Угловые размеры самых больших или очень близких звезд удается сегодня почти буквально разглядеть с использованием интерферометров. Интерферометры - связанно работающие телескопы. Сигнал от двух и более телескопов поступает в один центр и складывается там. За счет этого такая система может "видеть" детали столь малые по размерам, что рассмотерть их мог бы одиночный телескоп с диаметром объектива равным расстоянию между использующимися телескопами. Метод интерферометров требует очень точного согласования в работе всех применяемых инструментов. Отклонения, допустимые в такой системе сравнимы с длиной световой волны. Самым большим оптическим интерферометром сейчас является блок из четырех восьмиметровых (по диаметру объектива) телескопов VLT (Very Large Telescope - Очень Большой Телескоп).