Параллакс солнца

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.

Что представляет собой метод параллакса

Для определения расстояния до планет можно было использовать явление, называемое параллаксом. Проще всего его можно продемонстрировать так.

  • Поставьте перед глазами палец, чтобы он был виден на каком-нибудь пестром фоне.
  • Не двигая головой, смотрите на палец по очереди сначала одним глазом, а потом другим.

Вы увидите, что в тот момент, когда вы закрываете один глаз и открываете другой, палец смещается по отношению к фону. Причем ближе вы поднесете палец к глазам, тем больше будет это смещение.

Это происходит потому, что наши глаза расположены на некотором расстоянии друг от друга, так что прямые линии, проведенные от пальца к глазам, образуют заметный угол. Если продолжить эти прямые до фона, они укажут два разных положения пальца. Чем ближе палец к глазам, тем больше этот угол и тем больше кажущееся смещение.

Чтобы измерить расстояние до Луны методом параллакса, достаточно провести наблюдения с двух точек отдаленных друг от друга на сотни километров

Если бы глаза были расставлены шире, это также увеличило бы угол между прямыми, проведенными к пальцу, и палец сместился бы по фону на большее расстояние. Фон обычно так далек, что прямые, проведенные из одной какой-нибудь его точки к глазам, образуют угол, слишком маленький, чтобы его можно было измерить. Поэтому фон можно считать неподвижным.

Тот же самый принцип можно применить и к небесным телам, где “неподвижным фоном” будет звездное небо – звезды находятся слишком далеко и потому кажутся нам с Земли неподвижными.

Как с помощью нехитрых наблюдений и простейших вычислений можно точно вычислить диаметр нашей планеты? Подробнее об этом

Современное состояние вопроса

Макет космического аппарата Gaia на салоне Ле Бурже, 2013

В настоящее время наземные оптические измерения позволяют в некоторых случаях снизить ошибку в измерении параллакса до 0,005″, что соответствует предельному расстоянию в 200 пк. Дальнейшее повышение точности измерений стало возможным благодаря использованию космических телескопов. Специально для астрометрических целей Европейским космическим агентством (ЕКА) в 1989 году был запущен космический телескоп Hipparcos, позволивший измерить параллаксы более 100 тысяч звёзд с точностью до 0,001″. В 2013 году ЕКА запустило новый космический телескоп — Gaia. Планируемая точность измерения параллакса ярких звёзд (до 15 m) будет выше 25 миллионных долей секунды, для слабых звёзд (около 20 m) — до 300 миллионных долей секунды. Измерение годичных параллаксов позволяет производить также один из инструментов Космического телескопа им. Хаббла — Широкоугольная камера 3. Точность измерения параллаксов составляет от 20 до 40 миллионных долей секунды, что позволяет измерять расстояния до 5 килопарсек. В частности, был измерен параллакс переменной звезды SU Возничего.

Значительным достижением конца XX века явилось использование для параллактических измерений метода сверхдальной радиоинтерферометрии. Погрешность при этом может составлять до 10 миллионных долей угловой секунды. Этот метод применяется для измерения расстояния до компактных радиоисточников — космических мазеров, радиопульсаров и др. Так, с помощью этого метода удалось измерить расстояние до объекта Стрелец B2 — газопылевого облака с бурным звездообразованием, находящимся в 100-120 парсеках от центра нашей Галактики. Результаты измерений показали, что Стрелец B2 расположен на расстоянии 7,8±0,8 кпк, что даёт расстояние до центра Галактики 7,9±0,8 кпк. Измерение параллаксов ультракомпактных внегалактических радиоисточников является одной из целей планируемого российского космического эксперимента Миллиметрон — космической обсерватории миллиметрового, субмиллиметрового и инфракрасного диапазонов.

Измерения с помощью радиолокации

Расположенная на Земле радиолокационная станция (РЛС) посылает СВЧ-излучение в сторону астрономического объекта, расстояние до которого нужно вычислить. Затем измеряется время, которое необходимо, чтобы сигнал достиг объекта и вернулся назад, к РЛС. Зная это время и скорость света в вакууме, можно определить расстояние, умножая скорость на время. Использовать РЛС для этих измерений удобно не только для определения расстояния до нужного астрономического объекта, но и для оценки скорости изменения этого расстояния (ведь объекты во Вселенной движутся друг относительно друга!). Это, в свою очередь, полезно при слежении за перемещениями объектов в космосе, например, для оценки возможности столкновения астероида с Землей.

Этот метод ограничен астрономическими объектами, которые находятся на небольших расстояниях от Земли. Можно сказать, что он пригоден для объектов, находящихся в пределах Солнечной системы. Это связано с тем, что радиосигнал ослабляется и рассеивается на больших расстояниях. Кроме того, чем больше расстояние, тем больше должен быть объект для того, чтобы его могла «увидеть» радиолокационная станция.

Краткие сведения

Радиус земной орбиты составляет одну астрономическую единицу или около 150 миллионов километров. В связи с этим все внеземные объекты на земном небе так же выписывают годичные “петли” (параллактическое движение). Чем дальше небесный объект находится от Земли, тем его параллактическое движение на земном небе является менее заметным (в переводе с греческого слово “параллакс” означает “смещение”).

Измерения углового диаметра параллактического движения небесных тел на земном небе позволяет проводить наиболее точные измерения расстояния до них (тригонометрическое расстояние). Кроме того, важным в истории астрономии оказался суточный (геоцентрический) и вековой параллакс. Первый из них обозначает половину от максимального различия в угловых координатах небесного тела на земном небе при различных географических положениях на поверхности Земли (относительно центра Земли), второй обозначает собственные движения звезд на небе нашей планеты по причине движения Солнечной Системы вокруг центра галактики.

Как найти расстояние до звезды через параллакс?

Расстояние D до звезды в парсеках обратно величине ее годичного параллакса р, выраженного в секундах дуги: Например, если параллакс ближайшей звезды 0″,75=(4/3) секунды дуги, то расстояние до нее составляет (4/3) парсека. 1 парсек = 3,26 светового года = 206 265 астрономических единиц = 3*10^13 км.

Мысли о том, что звезды — это далекие солнца, высказывались еще в глубокой древности. Однако долгое время оставалось неясным, как далеко они находятся от Земли. Еще Аристотель понимал, что если Земля движется, то, наблюдая положение какой-либо звезды из двух диаметрально противоположных точек земной орбиты, можно заметить, что направление на звезду изменится. Это кажущееся (параллактическое) смещение звезды будет служить мерой расстояния до нее: чем оно больше, тем ближе к нам расположена звезда. Но не только самому Аристотелю, но даже значительно позднее Копернику не удалось обнаружить это смещение. Только в конце первой половины XIX в., когда телескопы были оборудованы приспособлениями для точных угловых измерений, удалось измерить такое смещение у ближайших звезд.

   Годичным параллаксом звезды р называют угол, под которым со звезды можно было бы видеть большую полуось земной орбиты (равную 1 а. е.), перпендикулярную направлению на звезду.

   В 1837 г. впервые были осуществлены надежные измерения годичного параллакса. Русский астроном Василий Яковлевич Струве (1793-1864) провел эти измерения для ярчайшей звезды Северного полушария Веги (а Лиры). Почти одновременно в других странах определили параллаксы еще двух звезд, одной из которых была а Центавра. Эта звезда, которая с территории России не видна, оказалась ближайшей к нам. Даже у нее годичный параллакс составил всего 0,75″. Под таким углом невооруженному глазу видна проволочка толщиной 1 мм с расстояния 280 м. Поэтому неудивительно, что столь малые угловые смещения так долго не могли заметить.

   Расстояние до ближайшей звезды, параллакс которой р = 0,75″, составляет D =206265″/0,75″= 270000 а. е. Единицами для измерения столь значительных расстояний являются парсек и световой год.

   Если годичный параллакс звезды установлен путем точных и кропотливых измерений, то расстояние D до звезды определяется из формулы:D=а/sinp, где а — радиус земной орбиты. Ввиду малости угла р, выражая его в секундах дуги, можно написать:D=a/p»sinl.

   Если а принять за единицу, то, зная, что sin1=1/206265 получим:D=206265/p» астрономических единиц. Расстояния до звезд ввиду их громадности обычно выражают в световых годах или в парсеках.

   Световой год есть расстояние, проходимое лучом света в течение года. Чтобы выразить его в километрах, надо скорость света умножить на число секунд в году. Парсек есть расстояние, соответствующее годичному параллаксу в одну секунду дуги; это — расстояние, на котором отрезок прямой, соединяющий Землю с Солнцем, виден под углом в 1″.

   Расстояние D до звезды в парсеках обратно величине ее годичного параллакса р, выраженного в секундах дуги:D=1/p».

   Например, если параллакс ближайшей звезды 0″,75=(4/3) секунды дуги, то расстояние до нее составляет (4/3) парсека.

   1 парсек = 3,26 светового года = 206 265 астрономических единиц = 3 · 1013 км.

   Свет от ближайшей к нам яркой звезды (а Центавра) идет более четырех лет, а от других звезд еще дольше.

   Чтобы представить себе громадность этого расстояния, вообразим, что с Земли к этой звезде вылетел реактивный самолет со скоростью 1000 км/ч. Этот самолет долетит до звезды только через 4,5 млн. лет.

   Остальные звезды находятся от нас (или, что то же, от Солнца) еще дальше. До большинства звезд расстояния неизвестны — они так велики, что их параллаксы слишком малы и не поддаются измерению описанным способом. Основываясь на измерении параллаксов близких звезд, теперь разработали другие способы определения расстояния до звезд.

Вопросы к параграфу 5.1.

   1) Что называется годичным параллаксом?

   2) Что такое световой год?

   3) Какое расстояние называют парсеком?

Недостатки параллакс-скроллинга и пути их устранения

Параллакс — достаточно симпатичный и стильный эффект. Однако он заметно утяжеляет страницу из-за использования javascript/jQuery: им приходится производить ряд сложных вычислений, чтобы контролировать положение каждого пикселя. Это довольно ощутимо затормаживает скорость загрузки сайта. Могут также возникнуть проблемы с кроссплатформенностью и кроссбраузерностью.

Выход будет в том, чтобы особо не перезагружать сайт элементами с эффектом параллакса, достаточно 1-2 на одной странице. Еще один способ — использование CSS3. Он помогает создать очень похожий эффект, который при этом менее ресурсозатратный. Но имеет свои минусы: только с его помощью параллакс-скроллинга достичь невозможно. Кроме того, CSS3 поддерживают не все современные браузеры.

Литература[править | править код]

  • Берри А. [www.astro-cabinet.ru/library/Berri/Index.htm Краткая история астрономии]. — 2-е изд. — М.-Л.: Гостехиздат, 1946. — 363 с.
  • Веселовский И. Н. [www.astro-cabinet.ru/library/Aristarch/Aristarch_3.htm Аристарх Самосский — Коперник античного мира] // Историко-астрономические исследования3, вып. VII. — М., 1961. — С. 17—70.
  • Ерпылев Н. П. [www.astro-cabinet.ru/library/IAI_4/Iai_Ogl.htm Развитие звездной астрономии в России в XIX в] // Историко-астрономические исследования, вып. IV. — М., 1958. — С. 13—88.
  • Ефремов Ю. Н. Вглубь Вселенной. — М.: УРСС, 2003. — 263 с.
  • Житомирский С. В. [astro-cabinet.ru/library/IAI_16/Iai_Ogl.htm Античные представления о размерах мира] // Историко-астрономические исследования, вып. XVI. — М., 1983. — С. 291—326.
  • Ковалевский Ж. Современная астрометрия. — Фрязино: Век 2, 2004. — 480 с.
  • Лавринович К. К. [www.astro-cabinet.ru/library/IAI_17/Iai_Ogl.htm Фридрих Вильгельм Бессель (1784—1846). К 200-летию со дня рождения] // Историко-астрономические исследования, вып. XVII. — М., 1984. — С. 285—322.
  • Лавринович К. К. Фридрих Вильгельм Бессель. — М.: Наука, 1989. — 320 с. — ISBN 5-02-005884-X.
  • Паннекук А. [www.astro-cabinet.ru/library/Pannekuk/Index.htm История астрономии]. — М.: Наука, 1966. — 592 с.
  • // Энциклопедический словарь юного астронома / сост. Н. П. Ерпылев. — М.: Педагогика, 1986. — С. 207—208. — 336 с.
  • Africa T. W. Copernicus’ Relation to Aristarchus and Pythagoras // Isis. — 1961. — Vol. 52. — P. 406—407.
  • Dyson F. W. Measurement of the distances of the stars (англ.) // The Observatory (англ.)русск.. — 1915. — Vol. 38. — P. 292—299. — .
  • Hirshfeld A. W. Parallax: The Race to Measure the Cosmos. — Courier Dover Publications, 2013. — ISBN 0-7167-3711-6.
  • Hoskin M. A. Stellar distances: Galileo’s method and it’s subsequent history // Indian Journal for the History of Science. — 1966. — Vol. 1. — P. 22—29.
  • Van Helden A. Measuring the Universe. Cosmic dimensions from Aristarchus to Halley. — Chicago & London: The University of Chicago Press, 1985.

Другие методы измерения расстояний

Имеется еще несколько методов измерения расстояний в космосе. Один из них основан на предположении, что вселенная расширяется с известной скоростью. Если известна скорость, с которой галактики удаляются от нашей галактики, то с помощью закона Хаббла можно рассчитать насколько далеко они от нас. Закон Хаббла гласит, что расстояние до галактики равно скорости галактики, деленной на постоянную Хаббла, которая является известной константой. Скорость галактики можно определить, изучая спектр галактики, а затем, учитывая эффект Доплера, можно определить расстояние. Эффект Доплера, более известный в астрономии как смещение Доплера — это изменение частоты электромагнитного излучения (в нашем случае — света), излучаемого объектом, который движется относительно наблюдателя. При движении в сторону от наблюдателя этот спектр сдвигается в сторону низких частот, то есть в красную сторону, причем степень сдвига зависит от скорости удаления галактики. По смещению можно рассчитать скорость, а затем вычислить расстояние.

Первым классифицировал звезды грек Гиппарх, разделив их на 6 классов. Некоторые звезды настолько ярки, что имеют нулевую величину, а Сириус и Канопус – даже минусовую. В середине XIX века английский астроном Норман Погсон математически обосновал шкалу классификации. С совершенствованием аппаратуры звездную величину стали измерять более точно, вплоть до десятых и сотых долей.

Красные, желтые, голубые

Цвет звезд зависит от температуры их поверхности. Самые холодные – красные звезды (1800 град.), самые горячие – голубые (22000 град.). Между ними находится множество других звезд, цвет которых меняется от белого до темно-оранжевого. Голубой гигант Спика имеет температуру 14000 град., желтые звезды, к которым принадлежит и Солнце, около 5500 град., оранжевый Арктур – 3800 град. Красные сверхгиганты являются самыми большими и массивными звездами. Таковы Антарес в созвездии Скорпиона, Альдебаран в созвездии Тельца, Бетельгейзе в созвездии Ориона.

Параллактическое смещение

В древности считалось, что все звезды одинаково удалены от Земли. Мысль о том, что расстояния до ночных светил различны, впервые возникла в V веке до н.э. В XVI веке Джордано Бруно и Томас Диггс развили эту идею. В XVII веке Гюйгенс попытался вычислить расстояние до Сириуса.

Единственный возможный способ, существовавший в то время – определить параллактическое смещение звезды. Из-за того, что Земля совершает орбитальное движение вокруг Солнца, кажется, что звезда описывает на небе небольшой эллипс. Зная диаметр земной орбиты, можно вычислить параллакс звезды.

Абсолютная и относительная звездная величина

С появлением точных инструментов стало возможным измерить параллакс. Впервые параллакс звезды был вычислен в XIX веке русским астрономом В.Я. Струве из Пулковской обсерватории. Величины параллаксов очень малы, этим методом можно вычислить расстояния только до звезд, расположенных не дальше 100 световых лет.

Запущенному в космос спутнику «Гиппарх» удалось вычислить параллаксы более 100 тысяч звезд. То, насколько удалены от Солнца другие звезды, удается рассчитать с помощью сравнения видимой яркости звезды с ее абсолютной яркостью.

Абсолютная звездная величина была установлена астрономами для того, чтобы узнать, насколько ярко светит та или иная звезда. Она соответствует яркости звезды, удаленной от нас на 10 парсек (один парсек равен 3,26 световых лет). Например, абсолютная звездная величина самой яркой звезды неба Сириуса (звездная величина -1,46) – 1,42. Для сравнения, тот же показатель для Солнца равен 4,85, для Бетельгейзе – -5,6, а для голубого гиганта Денеба в созвездии Лебедь -7,1.

Расстояние до звезд определяется также с помощью электромагнитного спектра – излучения, испускаемого светилом. Спектр разделен на полосы, каждая из которых обозначает диапазон волн: гамма-излучение, рентгеновские лучи, ультрафиолетовые лучи, видимый свет, инфракрасные лучи, микроволны и радиоволны.

В 1842 году Кристиан Доплер обнаружил, что частота сигнала, испускаемого источником, увеличивается или уменьшается в зависимости от того, удаляется или приближается источник. Это явление было названо эффектом Доплера.

Цефеиды

Для измерения расстояний в космосе можно использовать определенные типы звезд, называемых Цефеидами. Цефеида

— пульсирующая звезда с точной зависимостью светимости (яркости) от периода пульсации. Чем больше этот период, тем выше яркость Цефеид. Эта корреляция между периодом пульсации я светимостью хорошо известна и все Цефеиды ведут себя одинаково. Поэтому, если известен период пульсации, который несложно наблюдать, можно измерить светимость звезды. Мы знаем, что чем дальше звезда, тем меньше ее яркость. Таким образом, если сравнить реальную яркость с кажущейся, можно определить расстояние до звезды.

Пульсация цефеид обусловлена их сжатием и расширением. При этом их яркость изменяется, и для определения периода нужно измерить время между точками с максимальной яркостью. Ядро звезды не изменяет размеры, однако их внешние газовые слои расширяются и сжимаются вследствие флуктуаций давления газа в этих слоях. Сжатие и расширение происходит за счет двух сил: гравитационного притяжения, которое приводит к сближению молекул газа в направлении центра звезды, и давления газа, которое приводит к расширению внешнего слоя.


Схематическое изображение пульсирующей Цефеиды с периодом в два дня. Пики светимости 1 декабря 2010 г., когда звезда начинает постепенно терять яркость. 2 декабря яркость минимальная. Затем звезда снова достигает максимальной светимости 3 декабря и уменьшает светимость 4 декабря и так далее

Когда звезда находится в сжатом состоянии, ее фотоны имеют высокую энергию и в результате давление повышается, что приводит к расширению внешней оболочки звезды. Когда это давление падает и становится меньше гравитационных сил, сжимающих оболочку, звезда сжимается. Затем процесс повторяется.

Цефеиды можно использовать для измерения расстояний до 40 миллионов парсеков, то есть намного больших, чем позволяет метод параллакса. Недостаток метода — цефеиды не так уж часто встречаются.

«Звезды -двойники»

Астрономы из Великобритании разработали очень простую и остроумную методику для измерения расстояний между звездами и Землей, позволяющую определять дистанцию до нашей планеты для любой звезды Млечного Пути при помощи ее «двойника», обладающего идентичными размерами и спектром.

Британские астрономы создали новую методику измерения расстояний в космосе, которая позволяет очень точно вычислять дистанцию от Земли до далеких от нас звезды при помощи ее «двойника», обладающего идентичными размерами и спектром, говорится в статье, опубликованной в журнале Monthly Notices of the Royal Astronomical Society.

«Наша идея очень проста, удивительно, что до нее никто не додумался раньше. Чем дальше от нас расположена звезда, тем более тусклой она будет нам казаться на ночном небе. Если эта звезда и какое-то другое светило обладают абсолютно идентичным спектром, то тогда мы можем использовать разницу в яркости между ними для вычисления расстояния до одной из них, зная дистанцию до другой звезды», – объясняет Джофре Пфайль (Jofre Pfeil) из Кембриджского университета.

Как объясняют Пфайль и его коллеги, сегодня астрономы вычисляют расстояние до далеких от нас светил при помощи так называемого параллакса – того, насколько интересующая их звезда смещается относительно расположенных за ней объектов по мере того, как Земля вращается вокруг Солнца и движется по орбите.

Подобная методика очень точна, однако она работает только для относительно близких к нам светил, расположенных на расстоянии примерно в 1-2 тысячи световых лет от Земли. По этой причине астрономы знают точное расстояние только для 100 тысяч из 100 миллиардов звезд Млечного Пути.

Измерение расстояний до более далеких светил возможно, однако все существующие методики, по мнению Пфайля, опираются на различные статистические модели и допущения о температуре звезды или ее химическом составе, что может вносить существенные искажения в замеры.

Пытаясь уменьшить эти возможные погрешности и разбросы в значениях, группа Пфайля натолкнулась на революционную и при этом простую идею – находить спектральных «двойников» звезд из числа тех, параллакс которых был точно измерен, и измерять расстояние до них по разнице в их яркости.

Ученые проверили работоспособность своей методики на 175 парах светил с идентичным спектром, одно из которых было расположено на большом расстоянии от Земли, а второе – в пределах 1-2 тысяч световых лет. Вычисленные расстояния до более далеких «двойников» почти полностью совпали с результатами других методик, что подтвердило возможность использования этой техники для определения дистанций до далеких светил.

В ближайшее время Пфайль и его коллеги планируют составить каталог пар звезд-двойников, а также попытаются вычислить точные размеры Галактики, от одного ее края и до противоположной стороны.

Видео

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.

Оцените статью
Рейтинг автора
5
Материал подготовил
Андрей Измаилов
Наш эксперт
Написано статей
116
Добавить комментарий