Какво разстояние между нас и супернова може да се счита за безопасно? Светлинна година и космическа скала година паралакс и разстояние до звездите.

Параралакс принцип на прост пример.

Методът за определяне на разстоянието до звездите чрез измерване на ъгъла на видимо преместване (паралакс).

Томас Хендерсън, Василий Яковлевич и Фридрих Бесел, първо измерени разстояния до звезди от паралакс.

Схема на местоположението на звездите в радиуса от 14 светлинни години от слънцето. Включително слънцето, в тази област има 32 известни звездни системи (Inductiveload / Wikipedia.org).

Следващото откритие (30-те от XIX век) е определението за звездни паралакс. Учените отдавна заподозряха, че звездите могат да бъдат подобни на далечното слънце. Но все още беше хипотеза и бих казал, дотогава, на практика да не се намери на нищо. Беше важно да се научите директно да измервате разстоянието до звездите. Как да го направим, хората са разбрали доста дълго време. Земята се върти около слънцето и ако, например, днес да направим точна скица на звездното небе (през XIX век, все още е невъзможно да се направи снимка), да изчака половин година и да извлече отново небето, Може да се отбележи, че част от звездите са се изместили спрямо други, далечни обекти. Причината е проста - сега гледаме звездите от противоположния ръб на земната орбита. Има промяна на близки предмети на фона на далечни. Това е точно същото, сякаш първо гледаме пръста ви с едно око, а след това и други. Отбелязваме, че пръстът се измества на фона на отдалечени обекти (или отдалечени обекти са изместени спрямо пръста, в зависимост от това, което избираме референтната система). Тихо нанасяне, най-добрият астроном на дотелископичната епоха, се опита да измери тези паралакс, но не ги намери. Всъщност той даде долната граница на разстоянието до звездите. Той каза, че звездите поне по-далеч от, светлината на светлинния месец (въпреки че такъв термин, разбира се, не може да бъде). А в 30-те години развитието на технологията на телескопичната наблюдение направи възможно по-точни разстояния до звездите. И не е изненадващо, че веднага трима души в различни части на земното кълбо държат такива наблюдения за три различни звезди.

Първото официално правилно разстоянието до звездите измерват Томас Хендерсън. Той наблюдава Алфа Кентауро в южното полукълбо. Той имаше късмет, той почти случайно избра най-близката звезда от тези, които са видими за невъоръженото око в южното полусфера. Но Хендерсън вярваше, че му липсва точността на наблюденията, въпреки че е получил правилното нещо. Грешките, според неговото мнение, бяха големи и той не публикува веднага резултата си. Василий Яковлевич Струвите наблюдаваше в Европа и избра ярка звезда на северното небе - Vefi. Беше твърде щастлив - той можеше да избере, например, Арктур, който е много по-далеч. Struve определи разстоянието до veks и дори публикува резултата (който, както се оказа, беше много близо до истината). Въпреки това, той го изяснал няколко пъти, променил и затова мнозина смятат, че е невъзможно да се вярва на този резултат, тъй като самият автор непрекъснато го променя. И Фридрих Бесел дойде по различен начин. Той не избра ярка звезда и този, който бързо се движи по небето - 61 лебеда (самото име казва, че вероятно не е много светло). Звездите се движат леко един спрямо един друг и естествено, по-близо до нас звездите, толкова по-значително е този ефект. Точно както във влака, крайпътните стълбове проблясваха много бързо извън прозореца, гората бавно се преместваше и слънцето всъщност стои на място. През 1838 г. той публикува много надеждна паралакс звезда 61 лебед и правилно измерва разстоянието. Тези измервания първо доказват, че звездите са далечни и стана ясно, че светлината на всички тези обекти съответства на слънчевото значение. Определението за паралакс за първите десетки звезди направи възможно изграждането на триизмерна карта на слънчевата среда. Все пак човекът винаги е бил много важен за изграждане на карти. Това направи света, сякаш малко по-контролиран. Тук е карта и вече някой друг не изглежда толкова тайнствен, вероятно не живее от дракони, а просто някаква тъмна гора. Появата на измерване на разстоянията до звезди наистина направи най-близкото слънце в няколко светлинни години някои повече или повече, приятелски настроени.

Това е глава от вестника, освободен от благотворителен проект "накратко и ясно за най-интересното". Кликнете върху миниатюрата на вестника по-долу и прочетете останалите статии по темата за интерес. Благодаря ти!

Материалът на въпроса е допринесъл за Сергей Борисович Попов - Астрофисиник, доктор по физически и математически науки, професор на Руската академия на науките, водещ изследовател на Държавния астрономически институт. Sternberg Московски държавен университет, лауреат на няколко престижни премии в областта на науката и просветлението. Надяваме се, че познаването на освобождаването ще бъде полезно и ученици, и родители, и учители - особено сега, когато астрономията отново влезе в списъка на задължителните училищни предмети (ред № 506 на Министерството на образованието и науката от 7 юни 2017 г.) .

Всички вестници, публикувани от нашия благотворителен проект "накратко и ясно за най-интересните", ви очакват на сайта K-Ya.rf. Също така има

Как да определим разстоянието до звездите? Как е известно, че алфа кентаро е около 4 светлинни години? В крайна сметка, на яркостта на звездата, като такива, ние определяме малко - блясъкът на мрачните близки и ярки далечни звезди може да бъде същото. И все пак има много доста надеждни начини за определяне на разстоянията от земята до най-далечните ъгли на Вселената. Астрометричният спътник "Хипарх" за 4 години работа определи разстояния до 118 хиляди раздели звезди

Каквато и да е физиката около три измерения, шестмесели или дори единадесет измерения на пространството, за астронома, наблюдаваната вселена винаги е двуизмерна. Какво се случва в пространството, ни се струва в прожекцията на небесната сфера, точно както цялата сложност на живота се проектира във филма на плоския екран. На екрана ние лесно се отличаваме далеч от обичаното от проучването, но няма визуален връх в двуизмерни плакати от звезди, което ви позволява да го превърнете в триизмерна карта, подходяща за полагане на курса на междузвездния кораб . Междувременно разстоянието е ключът, едва ли до половината от всички астрофизики. Как да разграничим най-близката звезда от далеч, но ярък квазар? Само знаейки разстоянието до обекта, възможно е да се оцени нейната енергия, а оттам и директния път за разбиране на нейната физическа природа.

Неотдавнашният пример за несигурността на космическата дистанция е проблемът на източниците на гама избухвания, къси бързи импулси на радиация, на около веднъж дневно на земята от различни посоки. Първоначалните оценки на отдалечеността им варират от стотици астрономически единици (десетки светлинни часове) до стотици милиони светлинни години. Съответно, разпространението в моделите също беше впечатлено - от ангиналната комета от антиматерията в покрайнините на слънчевата система за шокиране на цялата вселена на експлозиите на неутронните звезди и раждането на белите дупки. До средата на 90-те години бяха предложени повече от сто различни обяснения от естеството на гама изблици. Сега, когато успяхме да преценим разстоянието до източниците си, само двама остават модели.

Но как да се измери разстоянието, ако нито владетел, нито локаторният лъч не достигат до обекта? Методът на триангулация идва на спасяването, широко използвано в конвенционалната геодезия на Земята. Избираме сегмент от известна дължина - база, измерваща се от краищата на ъглите, при която точката е видима за една или друга, и след това простите тригонометрични формули дават желаното разстояние. Когато се движим от единия край на основата към друг, видимата посока се променя в точката, тя се измества на фона на далечни обекти. Това се нарича паралатно изместване или параралакс. Стойността на него е по-малка от обекта, а по-голямата е по-дългата.

За да измерите разстоянията до звездите, трябва да вземете най-достъпната за астрономната база, равна на диаметъра на орбитата на Земята. Съответното смяна на звездите в небето (строго говорене, половината му) започна да се нарича едногодишен паралакс. Той се опитваше да го измери, но тихо Брага, който не харесва идеята за Коперник на въртенето на земята около слънцето и той реши да го провери - паралаксът също доказва орбиталното движение на земята. Измерванията имаха впечатляваща точност за XVI век - около една минута от дъгата, но не беше напълно недостатъчна за измерване на паралакс, който той не се представи и заключи, че системата на Коперник е неправилна.

Звездните клъстери се определят чрез поставяне на основната последователност

Следващата атака срещу Параралакс взе англичаните Джеймс Брадли, бъдещият директор на Обсерваторията Гринуич през 1726 година. Първоначално изглеждаше, че той се усмихна късмет: звездата на избраната гама дракон за наблюдения наистина се поколеба около средната си позиция с обхват от 20 секунди от дъгата. Въпреки това, посоката на това изместване се разграничава от очакваното за паралакс, а Брадли скоро намери правото на движение: процентът на движение на земята в орбита се сгъва със скоростта на светлината от звездата и променя видимата си посока. По същия начин дъждовните капки оставят склонове на прозорците на автобуса. Това явление, което получи името на годишната аберация, беше първото директно доказателство за движението на Земята около слънцето, но нямаше нищо общо с паралакса.

Само един век по-късно точността на входящите инструменти е достигнала желаното ниво. В края на 30-те години на XIX век, според Джон Хершел, "стена, която пречи на проникването в звездата, е пробита почти едновременно на три места." През 1837 г. Василий Яковлевич (по онова време, директор на дерпската обсерватория, а по-късно - Пулковская) публикува, че параралаксът е измерен от него - 0.12 ъглови секунди. На следващата година Фридрих Вилхелм Бесел съобщи, че параралаксните звезди на 61-те лебед са 0.3 ". И след още една година, шотландски астроном Томас Гендар, който работи в южното полукълбо в нос на добра надежда, измерва паралакс в системата Alpha Centauro - 1.16 ". Вярно е, че по-късно тази стойност е преувеличена 1,5 пъти и няма звезди с параралакс за повече от 1 секунда дъга.

За разстояния, измерени чрез паралактичния метод, беше въведена специална единица дължина - част от паралактични секунди, персонални компютри. В една Parseca съдържа 206,265 астрономически единици, или 3.26 светлинни години. От такова разстояние е, че радиусът на земната орбита (1 астрономически единица \u003d 149.5 милиона километра) е видим под ъгъл от 1 секунда. За да определите разстоянието до звездата в Parrseca, трябва да разделите устройството на своя параралакс за секунди. Например, до най-близкото до нас звездната система Alpha Centaurus 1 / 0.76 \u003d 1.3 страни, или 270 хиляди астрономически единици. Хиляда Parsec се нарича килопарском (PDA), милион Parsec - Megaparsecom (IPC), милиард - Gigarasekom (GPC).

Измерването на изключително малки ъгли изискваше техническата изтънченост и огромна усърдие (Бесел, например, е обработила повече от 400 отделни наблюдения на 61-ата лебед), но след първия пробив е по-лесен. До 1890 г. паралаксът вече се измерва с три десетки звезди и когато фотографиите започнаха да се използват широко в астрономията, точното измерване на паралакс е широко приложено към потока. Измерването на паралакс е единственият метод за директно определение на разстоянията до отделни звезди. Но със земни наблюдения, атмосферната намеса не позволява на метода на паралакт да измерва разстоянията на над 100 бр. За вселената това не е много голяма стойност. ("Не е далеч тук, Parsex сто," - както се казва, че геометричните методи преминават, фотометричът идва на приходи.

Геометрични записи

През последните години резултатите от измерването на разстоянията до много компактни източници на радио емисии все повече се публикуват. Тяхната радиация пада върху радио групата, която им позволява да ги наблюдават по радио интерферометри, способни да измерват координатите на обекти с прецизност на микросекунда, недостижим в оптичния обхват, в който се наблюдават звездите. Благодарение на масуртите, тригонометричните методи могат да се прилагат не само до отдалечени обекти на нашата галактика, но и за други галактики. Например, през 2005 г. Andreas Brunthaler (Andreas Brunthaler, Германия) и колегите му определят разстоянието до галактиката M33 (730 PDA), сравнявайки ъгловото изместване на мазето със скорост на въртене на тази звезда система. Година по-късно ye zu (ye xu, КНР) с колеги прилагат класическия паралакс метод на "местните" лазерни източници за измерване на разстоянието (2 PDA) към един от спиралните ръкави на нашата галактика. Може би, J. Hernstina (САЩ) с колеги успяха да се движат по-нататък. Проследяване на движението на мазете в акреционния диск около черната дупка в ядрото на активната Galaxy NGC 4258, астрономите определят, че тази система е отстранена от нас до разстояние от 7.2 mpk. Към днешна дата това е абсолютен запис на геометрични методи.

Стандартни свещи на астрономите

Колкото по-далеч от нас е източникът на радиация, очарователното. Ако знаете истинската осветеност на обекта, след това, като го сравните с видим блясък, можете да намерите разстоянието. Вероятно първият, който приложи тази идея за измерване на разстоянията до Guigens Stars. През нощта той наблюдаваше Сириус и през деня той сравняваше блясъка си с малка дупка на екрана, която затвори слънцето. Отличаващ се с размера на отвора, така че и двете яркост съвпадат и да се сравнят ъгловите стойности на отвора и слънчевия диск, Guigens заключава, че Сириус е от нас при 27,664 пъти по-далеч от слънцето. Той е 20 пъти по-малък от действителното разстояние. Отчасти грешката беше обяснена от факта, че Сириус всъщност е много по-ярък от слънцето, а частично - трудността да се сравнява блясъкът на паметта.

Пробивът в областта на фотометричните методи се случи с пристигането на снимки в астрономията. В началото на 20-ти век Обсерваторията на Харвардската колегия беше мащабна работа, за да се определи блясъка на звездите на фотофлаксите. Специално внимание бе отделено на променливи звезди, чиято блясък изпитва колебания. Проучване на променливите звезди от специален клас - Цефеида - в малък облак на Магелан, Henrietta Levitt забеляза, че това, което са по-ярки, толкова по-ярък, толкова по-ярък за колебанията на техния блясък: звездите с период от няколко десетки дни са около 40 пъти по-ярки от звездите с период на ден.

Тъй като цялата Cefeid Levitt е в същата звезда - малък облак на Магелан ", е възможно да се предположи, че те са били отстранени от нас на едно и също нещо (макар и неизвестно) разстояние. Така че разликата в техния видим блясък е свързана с реални различия в светлината. Остава да се определи от геометричния метод на разстоянието до един cefida, за да се изчисли цялата зависимост и да може да измерва периода, да определи истинската осветеност на всяка цефуда и има разстояние до звезда и звездна система, съдържаща се звездна система.

Но, за съжаление, няма cefeide в близост до земята. Най-близкият им от тях е полярна звезда - отстранена от слънцето, както сега знаем, на 130 бр, т.е. е извън обсега за смлени параралактични измервания. Това не позволява да се хвърлят мост директно от паралакс до Цефедам, а астрономите трябваше да издигнат структурата, която сега е образно наричана стълба на разстояние.

Междинна стъпка по нея беше разпръснати звездни клъстери, включително няколко десетки до стотици звезди, свързани с общо време и място на раждане. Ако приложите към графиката, температурата и осветеността на всички звезди на клъстера, повечето от точките ще паднат върху една наклонена линия (по-точно, лентата), която се нарича основна последователност. Температурата с висока точност се определя от спектъра на звездата и светлината - чрез видим блясък и разстояние. Ако разстоянието е неизвестно, фактът, че всички звезди на клъстерите се отстраняват от нас почти същите, така че в натрупването, видимият блясък все още може да се използва като мярка за яркост.

Тъй като звездите са еднакви навсякъде, основните последователности на всички клъстери трябва да съвпадат. Разликите са свързани само с факта, че те са на различни разстояния. Ако дефинирате геометрично разстояние до един от клъстерите, тогава ще научим как изглежда "истинската" основна последователност, а след това чрез сравняване на данни с него на други клъстери ще определим разстоянието до тях. Този метод се нарича "поставяне на основната последователност". Дълго време Pleiages и GIADS се сервират за дълго време, разстоянието, което се определя от груповите паралакс.

За щастие за астрофизиката, около две дузини разпръснати клъстери откриха Cefeta. Ето защо, измерване на разстоянието до тези клъстери чрез монтиране на основната последователност, можете да стигнете до стълбището до Cefeid, които са на третия етап.

Ролята на индикатора за разстояния от Cefida е много удобна: има относително много от тях - те ще намерят във всяка галактика и дори във всеки клъстер, и да бъдат гигантски звезди, те са доста ярки за измерване на междугалактическите разстояния. Благодарение на това, те спечелиха много силни епитети, като "фарове на вселената" или "полюси на жилетката на астрофизиката". Cefeid "Line" се простира до 20 IPC - това е около сто пъти повече от нашата галактика. След това те вече не се отличават дори в най-мощните съвременни инструменти и да се изкачат на четвъртия етап на стълбата на разстоянията, имате нужда от нещо буран.

В покрайнините на Вселената

Един от най-мощните екстрагалактични методи за измерване на разстоянията се основава на закономерности, известни като съотношението на Talley - Fisher: по-ярка спиралната галактика, толкова по-бързо се върти. Когато галактиката е видима от реброто или при значителна склонност, половината от нейното вещество, поради въртене, се приближава към нас, и половината се отстранява, което води до разширяване на спектралните линии поради доплеров ефекта. При това разширяване скоростта на въртене се определя върху нея - осветеността и след това от сравнение с видимата яркост - разстоянието до галактиката. И, разбира се, са необходими галактики за калибриране на този метод, разстоянието, което вече е измерено чрез Cefeta. Тали - методът на Фишър е много дълъг и покрива галактиките, отстранени от нас за стотици мегапарсек, но също така има лимит, защото за твърде далеч и слабите галактики не трябва да получават достатъчно качествени спектри.

В малко по-голям диапазон от разстояния, друга "стандартна свещ" е валидна - свръхнова тип IA. Избухването на такава свръхновище са "същите" термоядрени експлозии на бели джуджета с масова масова над критичната (1,4 маса на слънцето). Следователно те нямат причина да варират значително на власт. Наблюдения на такава супернова в близки галактики, разстоянието, което може да се определи от Cepheidam, сякаш се потвърждават от тази постоянство и следователно космическите термоядрени експлозии са широко използвани за определяне на разстоянията. Те са видими дори в милиарди парази от нас, но никога не знаят, разстоянието, до което галактиката ще може да измерва, защото е неизвестна предварително, където следващата супернова ще бъде счупена.

Той също така ви позволява да напредвате само един метод - червени премествания. Неговата история, като историята на Cefeide, започва едновременно от 20-ти век. През 1915 г. американски вестувател, който изучава спектрите на галактиките, забеляза, че в повечето от тях линиите са изместени в червеното лице по отношение на "лабораторната" позиция. През 1924 г. германският Karl Wirtz обърна внимание, че това изместване е по-силните от по-малкото ъгловите измерения на галактиката. Въпреки това, само Едуина Хъбъл успя да намали тези данни в една снимка през 1929 година. Според доплеров ефекта червената промяна на линиите в спектъра означава, че обектът се отстранява от нас. Сравняване на спектрите на галактиките с разстояния с тях, определени от Cefeidam, Hubble формулираха закона: скоростта на отстраняване на галактиката е пропорционална на разстоянието до него. Коефициентът на пропорционалност в това съотношение се нарича постоянен Hubble.

По този начин, разширяването на Вселената беше отворено и заедно с него възможността за определяне на разстоянията до галактики на техните спектри, разбира се, при условие, че константата на Хъбъл е обвързана с други "правила". Самият Хъбъл изпълни това задължителен с грешка почти по реда на величина, който беше възможен само в средата на 1940-те, когато се оказа, че Cefeide е разделен на няколко вида с различни съотношения на "периода - осветеност". Калибрирането е преосновано на "класическия" висети и само тогава стойността на постоянния Хъбъл стана в близост до модерни оценки: 50- 100 км / сек на мегапарковата разстоянието до галактиката.

Сега червените премествания определят разстоянията до галактики, отстранени от нас на хиляда мегапарсек. Вярно е, че в Megaparseca тези разстояния показват само популярни статии. Факт е, че те зависят от вселената еволюция, приета в изчисленията, и освен това не е съвсем ясно в разширяването на пространството, какво разстояние има предвид: този, на който има галактика по време на излъчването на радиация, или на който е разположен по време на приемането на Земята, или разстоянието, изминато от светлината, по пътя от началната точка до финала. Следователно астрономите предпочитат да посочат за отдалечени обекти само директно наблюдаваната величина на червеното изместване, без да го превежда в Мега-сайт.

Червената пристрастност е единственият метод за оценка на "космологичните" разстояния, сравними с "размера на Вселената" и в същото време, може би най-масивната техника. През юли 2007 г. бе публикуван каталог на червени премествания 77 418 767 Galaxies. Вярно е, когато създава, че е използван малко опростен автоматичен метод за анализ на спектрите и следователно грешките могат да бъдат приведени в някои ценности.

Екип игра

Геометричните методи за измерване на разстоянията не се изчерпват от едногодишен паралакс, при който видимите ъглови премествания на звездите се сравняват с движенията на Земята в орбита. Друг подход разчита на движението на слънцето и звездите един спрямо друг. Представете си звезден клъстер, летящ от слънцето. Според законите на перспективата видимите траектории на звездите му, като релси на хоризонта, се събират в една точка - сияйна. Неговата позиция предполага, че клъстер лети до гледката с лъч. Знаейки този ъгъл, можете да разложите движението на звездите на клъстера в два компонента - по протежение на лъча на зрението и перпендикулярно на него в небесната сфера - и определете съотношението между тях. Радиационната скорост на звездите в километри в секунда се измерва според доплеров ефекта и, като се вземат предвид пропорцията, те изчисляват проекцията на скоростта до небето - също и в километри в секунда. Остава да се сравни тези линейни скорости на звездите с ъгъл, определен според резултатите от многогодишни наблюдения - и разстоянието ще бъде известно! Този метод работи до няколкостотин парсека, но се приложими само за звездните клъстери и следователно се нарича група паралакс. Това е, което първо е измерено разстояния до Гиад и Плеяд.

Надолу по стълбите, водещи нагоре

Като построил стълбището на покрайнините на Вселената, мълчим за основата, на която тя почива. Междувременно, методът на паралакс дава разстояние, не в референтни измервателни уреди, но в астрономически единици, т.е. в радиусите на земната орбита, стойността, която също успя да определи далеч от незабавно. Така че погледнете назад и слезте по стълбите на космическите разстояния до земята.

Вероятно първата отдалеченост на слънцето се опита да определи Аристарния Самос, който предложи хелиоцентричната система на света за една и половина хиляда години преди Коперник. Оказа се, че слънцето е 20 пъти от нас от Луната. Тази оценка, както вече знаем, занижени 20 пъти, продължава до ерата на Кеплер. Това, въпреки че той не измерва самия астрономическия уред, но вече отбеляза, че слънцето трябва да бъде много по-далеч, отколкото смятал Аристарк (и след него всички останали астрономи).

Първата повече или по-малко приемлива оценка на разстоянието от земята до слънцето бе получена от Жан Доминик Касини и Жан Риш. През 1672 г., по време на конфронтацията на Марс, те измерват позицията му на фона на звездите едновременно от Париж (Касини) и Кайен (Риш). Разстоянието от Франция до френската Гвиана служи като основа на паралактичния триъгълник, от който определят разстоянието до Марс, а след това според уравненията на небесната механика те изчисляват астрономическа единица, след като са получили стойност от 140 милиона километра.

През следващите два века основният инструмент за определяне на скалата на слънчевата система е преминаването на Венера на слънчевия диск. Гледайки ги едновременно от различни точки на земното кълбо, можете да изчислите разстоянието от земята до Венера и от тук всички други разстояния в слънчевата система. През XVIII-XIX век, това явление се наблюдава четири пъти: през 1761, 1769, 1874 и 1882. Тези наблюдения са станали един от първите международни научни проекти. Бяха оборудвани мащабни експедиции (известният James готвач е оборудван с английска експедиция), създадени са специални станции за наблюдение ... и ако в края на XVIII век Русия е предоставила възможност на френския учен да спазва преминаването от нейната територия (от Тоболск), след това през 1874 и 1882 г., руските учени вече са взели активна роля в изследванията. За съжаление, изключителната сложност на наблюденията доведе до значителна разлика в оценките на астрономическата единица - от около 147 до 153 милиона километра. По-надеждна стойност е 149.5 милиона километра - получава се само в началото на XIX-XX век върху наблюденията на астероиди. И накрая, трябва да се има предвид, че резултатите от всички тези измервания разчитат на знанието за дължината на базата, в ролята на която при измерването на астрономическото звено е извършено радиусът на земята. В крайна сметка, основата на стълбите на космическите разстояния беше поставена от геодезистите.

Само през втората половина на 20-ти век учените имат фундаментално нови начини за определяне на космическите разстояния - лазер и радар. Те позволиха на стотици хиляди пъти, за да увеличат точността на измерванията в слънчевата система. Грешката на радара за Марс и Венера е няколко метра, а разстоянието до ъгъла рефлекторите, монтирани на Луната, се измерва с точност на сантиметри. Стойността на астрономическото звено за днес е 149,597,870,691 метра.

Твърда съдба на "Hippark"

Толкова радикален напредък в измерването на астрономическото звено, по нов начин, повдигна въпроса за разстоянията до звезди. Точността на определянето на паралакс ограничава атмосферата на земята. Ето защо, през 60-те години, възникна идея за изтегляне на ъглов инструмент в космоса. Тя е реализирана през 1989 г. с пускането на европейския астрометричен сателит "Хипарх". Това име е установено, въпреки че формално и не съвсем правилния превод на английското име Hipprcos, което е намаление от високото прецизно събиране на сателит за събиране на Prealallax ("сателит за събиране на високо прецизни паралакс") и не съвпада с писането на английски език Име на известния древен гръцки астроном - Хипарх, автор на първия звезден каталог.

Създателите на сателита са си поставили много амбициозна задача: да измерват паралакс от повече от 100 хиляди звезди с точност на милисекунда, т.е. "достигане" на звездите, разположени в стотици парази от земята. Необходимо е да се усъвършенстват разстоянията до няколко разпръснати звездни клъстера, по-специално GIAD и Pleiad. Но най-важното, способността да се появи "скочи над стъпката", директно измерване на разстоянието до самия Cefeid.

Експедицията започна с проблеми. Поради неуспеха в звено за ускорение "Хипарх" не достигна прогнозната геостационарна орбита и остава на междинната силно удължена траектория. Специалистите на Европейската космическа агенция все още успяват да се справят със ситуацията, а орбиталният астрометричен телескоп е работил успешно в продължение на 4 години. Обработката на резултатите все още е продължила толкова, а през 1997 г. се освобождават звезден каталог с паралакс и собствени движения 118,128 218, включително около двеста Cefeid.

За съжаление, в редица въпроси, желаната яснота не дойде. Най-неразбираемо се оказа резултатът за Плеяд - предполага се, че "хипарх" изяснява разстоянието, което преди това е било оценено на 130-135 парси, но на практика се оказа, че "хипарх" е коригиран чрез получаване на стойност само 118 парази. Приемането на новата стойност ще изисква корекции на теорията на еволюцията на звездите и мащаба на междугалактическите разстояния. Това би станало сериозен проблем за астрофизиката и разстоянието до Плеяд започна да проверява внимателно. До 2004 г. няколко групи независими методи получиха оценки на разстоянието до натрупването в диапазона от 132 до 139 бр. Имаше вдъхновени гласове с предположения, че последиците от сключването на спътника върху грешната орбита все още не са напълно елиминирани. По този начин, въпросът за всички парарамкси, измерени от него, като цяло са определени.

Екипът "Хипарх" беше принуден да признае, че резултатите от измерването са като цяло точни, но може да се наложи да бъдат преобразуващи. Факт е, че в космическата астрометрия паралаксът не се измерва директно. Вместо това, "Хипарх" в продължение на четири години веднъж с времето измерва ъглите между множество парни двойки. Тези ъгли се променят и двете поради изместване на парала и поради собствените си движения на звездите в космоса. За да "извадите" от наблюденията точно стойностите на паралакс, се изисква доста сложна математическа обработка. Тук трябваше да го повтори. Нови резултати бяха публикувани в края на септември 2007 г., но все още не е ясно как ситуацията се е подобрила.

Но този проблем "Hippark" не е изтощен. Дефинираните от тях Cefeide Pararallaxes не бяха достатъчно точни за увереното калибриране на съотношението "лайна период". Така спътникът не можеше да реши и второто предизвикателство да стои пред него. Ето защо в света сега се разглеждат няколко нови проекта за космическа астрометрия. Колкото по-близо до изпълнението е Европейският проект "Гай" (GAIA), чието стартиране е насрочено за 2012 година. Принципът му е същият като "Hippark" - множество измервания на ъглите между парни двойки. Въпреки това, благодарение на мощната оптика, тя ще може да наблюдава значително по-скучни предмети и използването на метода на интерферометрия ще увеличи точността на измерването на ъглите към дузина microseconds. Предполага се, че "Гвиа" ще може да измерва килопарските разстояния с грешка не повече от 20% и за няколко години работа ще определи позициите на около един милиард съоръжения. Така ще бъде изградена триизмерна карта на значителна част от галактиката.

Вселената на Аристотел завърши на девет разстояния от Земята до Слънцето. Коперник вярва, че звездите са били 1000 пъти по-далеч от слънцето. Параралс избута дори най-близките звезди в светлинни години. В самото начало на 20-ти век американският астроном Харлу прошепна с помощта на Cefeide, реши, че галактиката (която той идентифицира с вселената) се измерва с десетки хиляди светлинни години и благодарение на границата на Вселената разширени до няколко Gigersk. Колко накрая са фиксирани?

Разбира се, на всеки етап от стълбата разстояния възникват техните, големи или по-малки грешки, но като цяло мащабът на вселената се определя доста добре, тестван по различни методи, които не зависят един от друг и да се прибавят към една договорена картина . Така модерните граници на Вселената изглеждат непоколебими. Това обаче не означава, че един ден няма да искаме да измерваме разстоянието от нея до близката вселена!

Със сигурност, чувайки в някакъв фантастичен войнствен израз на ла "до Татина Двайсет светлинни години- Много се запитаха от природни въпроси. Някои от тях:

Не е ли време?

Тогава какво е светлинна година?

Колко километра в нея?

За това колко преодоляване светлинна година Космически кораби. Земята?

Днес реших да отделя обяснението на значението на тази единица за измерване, сравнявайки го с нашите познати километри и демонстрацията на мащаба, която работи Вселена.

Виртуален състезател.

Представете си човек, в нарушение на всички правила, носещи по магистралата със скорост 250 км / ч. След два часа ще преодолее 500 км, а за четири - до 1000. Ако, разбира се, тя не се прекъсва в процеса ...

Изглежда, че тази скорост! Но за да се загрее целия глобус (40 000 км), нашият ездач ще се нуждае от 40 пъти повече време. И това вече е 4 x 40 \u003d 160 часа. Или почти цяла седмица непрекъснато шофиране!

В резултат на това обаче не казваме, че той преодоля 40 000 000 метра. Тъй като мързелът винаги ни принуждава да измислим и използваме по-кратки алтернативни единици за измерване.

Ограничение.

От училищната смелост на физиката всеки трябва да бъде известен, че най-бързото пътуване Вселена - Светлина. В една секунда гредата му преодолява разстоянието от около 300 000 км, а земното кълбо, така че той ще се нагрява след 0,134 секунди. Това е 4,298,507 пъти по-бързо от нашия виртуален състезател!

От Земята преди Луна Светлината идва средно за 1.25 s, към Слънце. Резът му на лъча му трябва да е малко повече от 8 минути.

По-високо, нали? Но съществуването на скорост, висока скорост на светлината е доказана. Ето защо, ученият е решил, че ще бъде логично да се измерва пространствена скала в единици, която за определени интервали от време преминава радиовълна (от светлината, по-специално и е).

Разстояния.

По този начин, светлинна година - нищо друго като разстоянието, което лъчът светлина преодолява за една година. При междузвездните скали използвайте единици от разстояние по-малки, нямат много смисъл. И все пак те са. Тук са техните приблизителни стойности:

1 светлина втори ≈ 300 000 км;

1 светлинна минута 18,000,000 км;

1 светлина час 1,080,000,000 км;

1 Светлинен ден ≈ 26,000,000,000 km;

1 светлинна седмица ≈ 181,000,000,000 km;

1 лек месец ≈ 790,000,000,000 km.

И сега, така че да разберете откъде идват номерата, изчисляваме това, което е равно на едно светлинна година.

През годината, 365 дни, в дни 24 часа, след около 60 минути и минута от 60 секунди. Така, годината се състои от 365 x 24 x 60 x 60 \u003d 31,536,000 секунди. В една секунда светлината отнема 300 000 км. Следователно, през годината, нейният лъч ще преодолее разстоянието 31 536,000 х 300 000 \u003d 9,460,800,000,000 km.

Този номер се чете така: Девет трилиона, четиристотин шестдесет милиарда и осемстотин милиона километри.

Разбира се, точна стойност светлинна година Малко по-различно от изчислените от нас. Но когато описват разстоянията до звезди в научни и популярни статии, най-високата точност не е необходима по принцип, а сто и един милион километра тук няма да играят специална роля.

И сега ще продължим нашите умствени експерименти ...

Скала.

Да предположим, че това е модерно космически кораб Листа Слънчева система с третата степен на пространство (16.7 km / s). Първо светлинна година Той ще преодолее от 18 000 години!

4,36 светлинни години до най-близката звездна система за нас ( Алфа КентавърВижте изображението в началото) Ще преодолее около 78 хиляди години!

Нашия galaxy milky пътс диаметър около 100,000 светлинни годиниТой ще пресече над 1 милиард 780 милиона години.

И до най-близките до нас големи галактики, космически кораб Domestick само след 36 милиарда години ...

Това са пайовете. Но на теория Вселена Преди само 16 милиарда години ...

И накрая ...

Космическата скала може да бъде започнала да се изненада дори без да надхвърля Слънчева система, защото самата е много голяма. Много добре и ясно показа го, например, създателите на проекта Ако луната бяха Само 1 пиксел (Ако Луната беше само един пиксел): http://joshworth.com/dev/pixelspace/pixelspace_solarsystem.html.

На това може би ще завърша днешната статия. Всички ваши въпроси, коментари и желания имат удоволствието да приветстваме в коментарите под него.

Звездите са най-често срещаният тип небесни тела във вселената. Звездите до 6-тата звезда има около 6000, до 11-ти звезден магнитуд около един милион, и до 21-ви зверове от тях в цялото небе около 2 милиарда.

Всички те, като слънцето, са горещи самостоятелни газови топки, в дълбините, от които се отличава огромна енергия. Въпреки това, звездите дори в най-силните телескопи се виждат като блестящи точки, тъй като те са много далеч от нас.

1. Едногодишен паралакс и разстояния до звезди

Радиусът на земята се оказва твърде малък, за да служи като основа за измерване на паралактните звезди, които се компенсират и да определят разстоянията до тях. По времето на Коперник беше ясно, че ако земята наистина се обърне около слънцето, тогава видимите позиции на звездите в небето трябва да се променят. В продължение на шест месеца земята се придвижва към диаметъра на орбитата си. Указанията на звездата от противоположните точки на тази орбита трябва да се различават. С други думи, звездите трябва да бъдат забележими за едногодишен параралакс (фиг. 72).

Едногодишният паралакс на звездата ρ нарича ъгъла, под който от звездата може да се види голяма част от земната орбита (равна на 1 или. Д.), ако е перпендикулярно на гледката с лъч.

Колкото по-голямо е разстоянието D към звездата, толкова по-малко нейния паралакс. Паралактното изместване на звездата в небето през годината се случва на малка елипса или кръг, ако звездата е в еклиптичния полюс (виж фиг. 72).

Коперник се опита, но не можеше да открие параралакс звездите. Той правилно твърди, че звездите са твърде далеч от земята, така че устройствата да съществуват тогава да забележат своето паралактно изместване.

За първи път, надеждно измерване на едногодишния паралакс, звездите на Veks успяха да внедрят през 1837 г. Руски академик V. Ya. Struve. Почти едновременно с него в други страни паралакс бяха идентифицирани с две звезди, една от които е α. Тази звезда, която в СССР не е видима, се оказа най-близо до нас, нейния едногодишен паралатор ρ \u003d 0.75. "При такъв ъгъл, голото око е видимо с дебелина 1 mm от разстояние 280 м. Не е изненадващо, че толкова дълго не може да види звездите толкова дълги малки ъглови премествания.

Разстояние до звезда където А е голяма полуосна страна на земната орбита. При малки ъгли ако p се експресира в секунди на дъгата. След това, приемане на a \u003d 1 a. д. получавам:

Разстоянието до най-близката звезда α Кентавър D \u003d 206 265 ": 0.75" \u003d 270,000 a. д. Светлината преминава през 4 години, докато от слънцето до земята той върви само 8 минути и около 1 сек от луната.

Разстоянието, което светлината преминава през цялата година, се нарича светлинна година. Това устройство се използва за измерване на разстоянието заедно с Parcember (PC).

Парсек е разстоянието, от което голяма част от земната орбита, перпендикулярна на гледната точка на лъча, е видима под ъгъл от 1 ".

Разстоянието в парсека е равно на обратната стойност на едногодишен паралакс, изразен във втората дъга. Например, разстоянието до звездата α кътурьон е 0.75 "(3/4") или 4/3 от компютъра.

1 Parsec \u003d 3.26 светлинна година \u003d 206 265 a. д. \u003d 3 * 10 13 км.

В момента измерването на едногодишния паралакс е основният начин, когато определя разстоянията до звездите. Параралаките се измерват за много звезди.

Измерването на едногодишния паралакс може да бъде надеждно задаване на разстояние до звезди, които са 100 бр., Или 300 светлинни години.

Защо точно не може да измерва годишния паралакс повече от далечните звезди?

Разстоянието до по-далечни звезди понастоящем се определя от други методи (виж § 25.1).

2. видима и абсолютна звездна стойност

Светлината на звездите. След като астрономите получиха възможността да определят разстоянията до звезди, е установено, че звездите се различават от видимата яркост не само поради разликата в разстоянието до тях, но поради разликата в техните лампи.

Светлината на звезда L се нарича сила на излъчване на светлинна енергия в сравнение с радиационната сила на слънцето.

Ако две звезди имат еднаква осветеност, звездата, която е по-далеч от нас, има по-малка видима яркост. Можете да сравните звездите за осветеност само ако изчислите тяхната видима яркост (звездна стойност) за същото стандартно разстояние. На такова разстояние в астрономия се разглеждат 10 бр.

Видимата звездна стойност, която звездата имаше, ако е от нас на стандартно разстояние D 0 \u003d 10 бр, е името на абсолютната звезда M.

Помислете за количественото съотношение на видимите и абсолютни звездни магнити при добре познато разстояние D към него (или неговия паралакс Р). Припомнете първо, че разликата в 5-звездните магнита съответства на разликата в яркостта точно 100 пъти. Следователно разликата в видимите звездни стойности на два източника е равна на една, когато една от тях е по-ярка от друга точно понякога (тази стойност е приблизително равна на 2.512). По-яркото от източника, очевидната звездна стойност се счита за по-малко. Като цяло, връзката на видимата яркост на две всякакви звезди I 1: I 2 е свързана с разликата между видимите им звездни магнити M 1 и m 2 чрез просто съотношение:

Нека m е видимата величина на звездата на звездата на разстояние от D. ако е наблюдавано от разстояние d 0 \u003d 10 бр, неговата видима стойност на звезда m 0 по дефиниция би била равна на абсолютната звездна величина M. след това явно Яркостта ще се промени

В същото време е известно, че привидната яркост на звездата се променя обратно пропорционална на квадрата на разстоянието до него. Следователно

(2)

Следователно,

(3)

Логаритмизиране на този израз, намерете:

(4)

където p се изразява в секунди на дъгата.

Тези формули дават абсолютна звезда на m съгласно известния видима звездна величина.m на реално разстояние до звездата D. Нашето слънце от разстояние от 10 бр. Ще изглежда приблизително като звезда на 5-та видима звездна величина, т.е. за слънцето m ≈5.

Познаването на абсолютна звезда на звезда, е лесно да се изчисли светлината му L. вземането на светлината на слънцето l \u003d 1, по дефиниция на светлината, която може да бъде написана

Стойностите на m и l в различни единици изразяват силата на звездната радиация.

Учителските звезди показват, че те могат да се различават в десетки милиарда пъти. При звездните стойности, това разграничение достига 26 единици.

Абсолютни стойностизвездите от много висока осветеност са отрицателни и достигат m \u003d -9. Такива звезди се наричат \u200b\u200bгиганти и супергинци. Радиацията на златната риба със звезди е по-мощна от радиацията на нашето слънце 500 000 пъти, нейната осветеност L \u003d 500,000, най-малката радиационна мощност има джуджета с m \u003d + 17 (l \u003d 0.000013).

За да се разберат причините за значителните различия в светлината на звездите, е необходимо да се вземат предвид другите характеристики, които могат да бъдат определени въз основа на радиационния анализ.

3. Цвят, спектри и температури

По време на наблюденията обърнахте внимание на факта, че звездите имат различен цвят, най-ярките от тях. Цветът на нагрятото тяло, включително звездите, зависи от нейната температура. Това дава възможност да се определи температурата на разпределението на енергията в техния непрекъснат спектър.

Цветът и гамата на звездите са свързани с тяхната температура. В относително студени звезди радиация в региона на Червената спектър, поради което те имат червеникав цвят. Температура на червените звезди ниски. Тя расте последователно, когато се движи от червени звезди до оранжево, след това до жълто, жълтеникаво, бяло и синкаво. Спектрите на звездите са изключително разнообразни. Те са разделени на класове, обозначени с латински букви и цифри (вижте задната принудителна). В спектрите на студени червени звезди клас mпри температура от около 3000 k, абсорбционните ленти на най-простите диатомни молекули са видими, най-често титанов оксид. В спектрите на други червени звезди, са доминирани въглерод или циркониеви оксиди. Червени звезди от първия размер на клас m - Антарес, Bethelgeuse..

В спектрите на жълти звезди от клас gКъм което принадлежи слънцето (с температура от 6000 k на повърхността), тънките метални линии доминират: желязо, калций, натрий и др. Звездата тип слънце по спектъра, цвят и температура е ярък параклис в съзвездието на ерекция.

В спектрите на бели звезди клас АПодобно на Сириус, Вега и Денгет, най-силната линия на водород. Има много слаби линии на йонизирани метали. Температурата на тези звезди е около 10 000 К.

В спектрите на най-горещите, синкави звездипри температура от около 30 000 K видима линия на неутрална и йонирана хелий.

Температурите на повечето звезди са в диапазона от 3000 до 30 000 K. няколко температури от около 100 000 К.

Така спектрите на звездите са много различни един от друг и е възможно да се определи химическият състав и температура на атмосферата на звездите. Изследването на спектрите показва, че водородът и хелийът преобладават в атмосферите на всички звезди.

Разликите в звездните спектри са обяснени не толкова много от техния химичен състав, колко разлика в температурата и другите физически условия в звездната атмосфера. При високи температури молекулите се унищожават до атоми. С още по-висока температура, по-малко трайни атоми се унищожават, те се превръщат в йони, губят електрони. Йонизирани атоми на много химически елементи, както и неутрални атоми, излъчват и абсорбират енергията на определени дължини на вълните. Чрез сравняване на интензивността на абсорбционните линии на атомите и йони на същия химически елемент, тяхното относително количество е теоретично определено. Това е функция на температурата. Така върху тъмните линии на спектрите на звездите може да се определи температурата на техните атмосфери.

Звездите от една и съща температура и цвят, но спектрите на разликата светимост са като цяло еднакви, но може да се види в относителните интензитети на някои линии. Това се дължи на факта, че при същата температура налягането в техните атмосфери е различно. Например, в атмосферите на звезди-гиганти, налягането е по-малко, те са бързи. Ако изразходвате тази зависимост графично, след това върху интензивността на линиите можете да намерите абсолютната стойност на звездата и след това с формула (4) да определите разстоянието до него.

Пример за решаване на проблема

Задача. Какво е светлината на звездата ζ скорпион, ако видимата му звездна стойност 3 и разстоянието до нея 7500 sv. години?

Упражнение 20.

1. Колко пъти Sirius по-ярка от Алдебаран? Слънце по-ярко от Сириус?

2. една звезда, по-ярка от още 16 пъти. Каква е разликата между техните звездни магнита?

3. Pararallax vegue 0.11 ". Колко време е светлината от нея?

4. Колко години трябва да лети към съзвездието на Лира със скорост от 30 км / сек, така че Вега да е два пъти повече?

5. Колко пъти звездата е 3.4 звездна величина по-слаба от Сириус, която има видима звездна стойност -1.6? Какви са абсолютните стойности на тези звезди, ако разстоянието и двата е 3 бр?

6. Назовете цвета на всяка от звездите IV приложения от техния спектрален клас.

Гледайки прозореца на влака

Изчисляването на разстоянието до звездите не беше силно притеснено за древните хора, защото според мнението им бяха привързани към небесната сфера и бяха от земята на същото разстояние, че човек никога няма да бъде измерен. Къде сме и къде са тези божествени купол?

Много и много векове са необходими, че хората разбират: Вселената е малко по-сложна. За да разберем света, в който живеем, е необходимо да се изгради пространствен модел, в който всяка звезда е била извадена от нас до определено разстояние, точно като турист за преминаване на маршрута, която е необходима карта, а не панорамна снимка на ■ площ.

Параралакс, познат ни за пътуване с влак или с кола, стана първият помощник в това трудно начинание. Забелязали ли сте колко бързо светна крайпътни полюси на фона на далечни планини? Ако забележите, можете да ви поздравяйте: вие, които не искате да ви желаете, открихте важна характеристика на паралактното изместване - за близки обекти, това е много все по-забележимо. И обратно.

Какво е параралакс?

На практика, паралаксът започна да работи за човек в геодезията и (къде без него?!) Във военния бизнес. Наистина, на кого, ако не и артилери, трябва да измервате разстоянията до далечни обекти с възможно най-висока точност? Освен това, методът на триангулация е прост, логичен и не изисква използването на някои сложни устройства. Всичко, което е необходимо, е да се измери два ъгъл и едно разстояние, така наречената база, с приемлива точност и след това, използвайки елементарна тригонометрия, определете дължината на един от катетите на правоъгълния триъгълник.

Триангулация на практика

Представете си, че трябва да определите разстоянието (d) от един бряг към недостъпна точка на кораба. По-долу ще дадем алгоритъма, необходим за тези действия.

1. Маркирайте две точки на брега (а) и (б) разстоянието, до което знаете (l).
2. Измерете ъглите α и β.
3. Изчислете d по формулата:

Параралнично смяна на близкизвезди на фона на далечни

Очевидно е, че точността директно зависи от размера на базата: как ще бъде по-дълъг, според, съответно, паралактичните промени и ъглите ще бъдат големи. За наблюдателя на Земята максималната възможна база е диаметърът на земната орбита около слънцето, т.е. измерванията трябва да се извършват с интервал след половин година, когато нашата планета се оказва в диаметрално противоположната точка на орбитата. Такъв параралакс се нарича годишен, а първият астроном, който се опита да го измери, е известният тиха на DANE, известен с изключителна научна педантика и отхвърляне на системата на Коперник.

Може би ангажиментът на Брага Идеята за геоцентризма изигра жестока шега с него: измерените годишни паралакс не надвишават ъгловата минута и може да се дължи на отчета за инструментални грешки. Астрономът с чиста съвест е убеден в "коректността" на системата на Птолемей - Земята не се движи никъде и се намира в центъра на малка уютна вселена, в която на слънцето и други звезди с буквално ръка, само 15 -20 пъти по-далеч, отколкото преди Луната. Производството на Tycho Brag обаче не изчезна напразно, превръщайки се в основа за откриването на законите на Кеплер, които най-накрая поставиха кръста на остарели теории на устройството на слънчевата система.

Стар картограф

Пространство "линия

Трябва да се отбележи, че преди сериозно да поеме далечните звезди, триангулацията перфектно работи в нашата космическа къща. Основната задача беше да се определи разстоянието до слънцето, най-астрономическата единица, без точното познаване, за което измерванията на звездните паралакс стават безсмислени. Първият човек в света, който си постави такава задача, е древният гръцки философ Аристарм Самос, който предложи сто и половина години до Коперник Хелиоцентричната система на света. След като направи сложни изчисления, основани на доста приблизително познаване на тази епоха, той получи, че слънцето е 20 пъти по-далеч от Луната. В продължение на много векове тази стойност беше приета за истината, превръщайки се в една от основните оси на теориите на Аристотел и Птолемей.

Само Кеплер, който се доближава до изграждането на модела на слънчевата система, подложи тази величина на сериозната преоценка. В този мащаб не е било възможно да се свързват истинските астрономически данни и законите на движението на небесните тела, открити. Интуитивно Кеплер смяташе, че слънцето е било отстранено от земята много по-далеч, но, като теоретик, той не намери начин да потвърди (или опровергава) предположението му.

Любопитно е, че правилната оценка на размера на астрономическото звено е възможна именно въз основа на законите на Кеплер, зададена "твърда" пространствена структура на слънчевата система. Астрономите са имали своя точна и подробна карта, която остава само за определяне на скалата. Това беше направено от френския Жан Доминик Касини и Жан Риш, измерваше позицията на Марс на фона на далечни звезди по време на конфронтацията (в тази позиция Марс, Земята и слънцето са разположени на една права линия, и разстоянието между Планетите са минимални).

Париж и отдалечени в добри 7000 километра, отстранени в добри 7000 километра, са столицата на френската Гвиана - Кайен. Млад рис отиде в южноамериканската колония, а мастийският касини оставаше на "мускет" в Париж. При връщането на млад колега учените се заселват за изчисления и в края на 1672 г. те представиха резултатите от своите изследвания - според изчисленията им, астрономическото звено е равно на 140 милиона километра. В бъдеще, за да се изясни скалата на системата на слънчевата астроном, използва преминаването на Венера на диска на слънцето, което се случи в XVIII-XIX векове четири пъти. И, може би тези проучвания могат да се наричат \u200b\u200bпървите международни научни проекти: в допълнение към Англия, Германия и Франция, Русия се превърна в активен участник. До началото на 20-ти век е окончателно установена скалата на слънчевата система, а настоящата стойност на астрономическото звено е направена - 149.5 милиона километра.

1. Аристар предполага, че Луната има форма на топка и да освети от слънцето. Следователно, ако луната изглежда "разчленена" наполовина, ъгълът на земната лун-слънце е директен.
2. След това Аристарк изчисли ъгъла на слънцето-земна луна чрез директно наблюдение.
3. Използването на правилото "сумата на ъглите на триъгълника е 180 градуса", аристарц изчисли ъгъла на земната слънчева луна.
4. Прилагайки съотношението на страните на правоъгълния триъгълник, Аристарки изчислява, че земите на земната луна 20 пъти повече от земното слънце. Забележка! Аристарки не изчислява точното разстояние.

Парсеки, Парсеки

Касини и ориз изчислиха позицията на Марс спрямо далечни звезди

И с тези данни от източника вече е възможно да се квалифицират за точност на измерванията. Освен това маркираните инструменти достигнаха желаното ниво. Руският астроном Василийство Struve, директор на Университета по обсерватория в град Дерп (сега Тарту в Естония), през 1837 г. публикува резултатите от измерването на досадния паралакс. Оказа се, че е 0.12 ъглова секунда. Очупаният от германския Вилхелм Бесел, студент на Великата Гаус, който се измерва с параралакс звезда 61 в съзвездието на лебеда - 0.30 ъглов втори, и Scot Thomas Gendorm, "хванат" известния алфа кенър с параралакс 1,2 . По-късно обаче се оказа, че последният донякъде пренарежда и всъщност звездата се измества само с 0,7 ъглова втори годишно.

Натрупаните данни показват, че годишните паралакс звезди не надвишават една ъглова секунда. Тя е приета и приета за въвеждането на нова единица за измерване - Parrseca ("параралактика втори" за намаляване). С такъв луд за обичайните стандарти на разстояние, радиусът на земната орбита се вижда под ъгъл от 1 секунда. Да представяме визуално космически скала, ние ще вземем тази астрономическа единица (и това е радиусът на земните орбити, равен на 150 милиона километра) "притиснат" в 2 клетки на преносими компютри (1 cm). Така че: "Да се \u200b\u200bвиди" под ъгъл от 1 секунда може да бъде ... от два километра!

За дълбочината на пространството на Парзик, а не в далечината, въпреки че дори светлината на преодоляването й ще се нуждае от четвърт от годината. В рамките на дузина Парсек, нашите звездни съседи могат буквално да преизчисляват върху пръстите. Когато става въпрос за галактически мащаб, също така е необходимо да се експлоатира килограма (хиляда единици) и Megaparseca (съответно един милион), която в нашия модел "Тетрадена" вече може да се изкачи в други страни.

Този бум на ултра-прецизните астрономически измервания започна с пристигането на фотографията. "Бебе" телескопи с метрови лещи, чувствителни фотографски плочи, изчислени в много часове експозиция, прецизни часови механизми, въртящи се телескопа синхронно с въртене на земята - всичко това ви позволява да се определите уверено еднократните паралакс с точност 0.05 ъглови секунди и по този начин определят разстояния до 100 парази. За повече (или по-скоро на по-малката) Земната техника не е в състояние: капризната и неспокойна земна атмосфера се намесва.

Ако извършвате измервания в орбита, можете значително да подобрите точността. Беше с такава гол през 1989 г. до орбита близо до земята, стартира астрометричен сателит "Hipprcos", от английския сателит за събиране на Prealallax, разработен в Европейската космическа агенция.

1. В резултат на функционирането на орбиталния телескоп, хипоче е съставен основен астрометричен каталог.
2. С помощта на Гвиа, триизмерна карта на нашата галактика показва координатите, насоките и цвета на движението са около един милиард звезди.

Резултатът от работата му е каталог от 120 хиляди звезди с годишни паралакс, дефинирани с точност от 0,01 ъглови секунди. И неговият последовател, спътник на Гая (глобален астрометричен интерферометър за астрофизика), стартиран на 19 декември 2013 г., рисува пространствена карта на най-близката галактическа обстановка с милиард (!). И кой знае, може ли вече нашите внуци, тя е много полезна.