Mēs zinām, ka tuvākā Zemes zvaigzne ir Saule. Ja mēs runājam par objektiem ārpus Saules sistēmas, tad, pirmkārt, zvaigžņu tuvumā ir Proxima Centauri un Alpha Centauri sistēma. Bet kā mēs to zinām?
Pirmie cilvēki nebija īpaši ieinteresēti zvaigznēm, jo viņi uzskatīja kosmosu par statisku kupolu, kur debess ķermeņi ir stingri piestiprināti virs Zemes. Bet tad senie gudrie cilvēki uzminēja, ka pasaule ir daudz sarežģītāka nekā sākotnēji.
Piemēram, astronoms no senās Grieķijas Aristarhs no Samos III gadsimtā pirms mūsu ēras. er Es centos noteikt saules attālumu. Viņš uzskatīja, ka zvaigznei jāatrodas 20 reizes tālāk nekā mēness (pašreizējais skaitlis ir 20 reizes lielāks). 1672. gadā astronoms Jacques Dominique Cassini sniedza modernākus skaitļus, izmantojot Marsa konfrontācijas brīdi (140 miljoni km).
Paralakses metodes vizualizācija
Ilgu laiku zinātniekiem bija jāizmanto Venēra kustība, lai saprastu Saules sistēmas parametrus. Tādējādi radās lieli starptautiski projekti, kuros zinātnieki no visas pasaules apvienoja novērojumus un atvasinātos attālumus ar kosmosa objektiem. Bet kā pētnieki novērtē šos attālumus?
Vienkāršākā un pirmā metode bija paralakss (triangulācija). Iespējams, jūs to nezināt, bet jūs pastāvīgi novērojat ietekmi parastajā dzīvē. Atcerieties, kā jūs devās automašīnā, vilcienā vai mikroautobusā. Iespējams, esat pamanījuši, cik ātri tuvie objekti (piemēram, amati un cilvēki) mirgo pret attālākiem objektiem (kalniem, mākoņiem uc). Secinājums ir vienkāršs: paralakses nobīde tuviem objektiem ir daudz nozīmīgāka un ievērojama.
Paralakse
Paralaksu aprēķina kā vienādojumu. Jums būs nepieciešama bāze (divu leņķu un viena attāluma mērīšana) un zināšanas par trigonometriju, lai aprēķinātu viena kājas garumu labajā trijstūrī. Jo ilgāk bāze, jo nozīmīgāki būs paralēliskie pārvietojumi un leņķi.
Pārvietojoties no viena bāzes gala uz otru, redzamais virziens mainās uz punktu. Objekta maiņu pret tālām debess ķermeņiem sauc paralakses maiņu. Kāda būs Zemes novērotāja bāze? Tas ir zemes orbītas ap sauli diametrs.
Visgrūtāk bija piemērot paralaksu tālākām zvaigznēm. Izrāviens notika tikai XIX gadsimtā, kad goniometriskās ierīces kļuva diezgan precīzas. Luck pasmaidīja Vasilija Struvei, kas 1837. gadā pirmo reizi publicēja Vega zvaigznes paralakses vērtību - 0,12 leņķiskās sekundes. Frīdriha Besela novērojumi sekoja 61 Cygnus zvaigznei - 0,3 ''.
Paraleksi metodes attālums citām zvaigznēm tika mērīts parsecs (1 parsecs = 3,26 gaismas gadi). Tas ir atskaites punkts, kur tieši no šī attāluma mūsu planētas orbīta rādiuss tiek skatīts 1 sekundes leņķī. Ja vēlaties aprēķināt attālumu līdz zvaigznei parsecs, tad izmantojiet vienkāršu formulu, kurā 1 dala ar zvaigžņu paralaksu sekundēs.
Metode darbojas labi, ja mērāt attālumus ne vairāk kā 100 parsecs (paralakses metode saduras ar barjeru zemes atmosfēras formā). Bet visums ir bezgalīgs. Kā redzēt tālākus objektus? Fotometriskās metodes, kas radās, veidojot fotogrāfiju un mainīgās zvaigznes (cepheīdus), palīdz šeit. Pirmais, kas guva panākumus, bija astronoms Henriets Levitt. Viņa studēja zvaigžņu spīdumu fotometriskajās plāksnēs, izmantojot Cepheids mazā Magelāna mākoņa teritorijā. Viņai izdevās saprast, ka ar zvaigznes spilgtumu palielinās un spilgtuma svārstību periods.
Pateicoties cepheīdu spilgtumam un redzamībai, blakus esošos objektus var izsekot. Ja atceramies saikni starp periodiskumu un spilgtumu, tad cepheīdu formā mēs iegūstam noderīgu rīku Visuma skalas aprēķināšanai.
Bet ir grūti izmērīt attālumu līdz tuvākajam Cepheīdam, jo tas ir attālināts 130 parsekiem. Līdz ar to parādījās „kāpņu attāluma” shēma, kurā izkliedētās zvaigžņu kopas kļuva par starpposmu, kur zvaigžņu objektiem ir raksturīgs kopējais veidošanās laiks. Grafika sastādīšana ar temperatūras un spilgtuma rādītāju noveda pie galvenās secības līnijas atvasināšanas. Visas klastera zvaigznes ir tālu no Zemes gandrīz vienā attālumā, tāpēc to redzamais spožums ļāva aprēķināt spilgtuma mērījumu.
Lai veiktu “galveno secību”, bija nepieciešams noteikt precīzu attālumu līdz vismaz vienai kopai. Tas palīdzēja Plejādiem un Hyades. Pēc tam mums jau bija kāpnes līdz tuvākajiem Cepheīdiem.
Pleiades ir atvērts klasteris, kas var turēt 3000 zvaigznes un ir 400 gaismas gadu attālumā (120 parseki). Starp nosaukumiem ir: Septiņas māsas, NGC 1432/35 un M45.
Mērījuma precizitāte palielinās, ja novērojat zvaigznes ne no Zemes, bet vismaz orbītā. Tāpēc 1989. gadā tika uzsākts Hipparcos satelīts, ar kura palīdzību viņi varēja iepazīstināt ar 120 zvaigžņu astronomisku katalogu ar ikgadējām paralaksēm.
Ja vēlaties doties vēl tālāk, jūs nevarēsiet bez sarkanās maiņas. Metodes parādīšanās ir saistīta ar astronomu Vesto Sliferu, kurš, pētot galaktikas spektru, pamanīja, ka daudzas līnijas ir sarkanās virzienā pret novērotāju. Tad Edvins Habls pārņēma tēmas attīstību, kas ieguva Habla konstantu un saprata, ka galaktikas tiek noņemtas (izņemšanas ātrums ir proporcionāls attālumam līdz galaktikai), un Visums paplašinās. Mūsdienu pasaulē sarkanās maiņas metode ļauj noteikt attālumus no attālām galaktikām. Protams, neaizmirsīsim, ka tagad zinātniekiem ir uzlabotas novērošanas tehnoloģijas un satelīti orbītā, tāpēc attālumi līdz zvaigznēm tiek pilnveidoti. Piemēram, pēdējā Gaia misija ir precīzi izmērīt paralaksu, iekšējo un radiālo ātrumu 1 miljardam zvaigznēm.
