Jakou vzdálenost mezi námi a supernovou lze považovat za bezpečnou? Light Rok a Cosmic Scale Rok paralaxou a vzdálenost od hvězd.

Pararallax Princip na jednoduchém příkladu.

Způsob určení vzdálenosti ke hvězdám měřením úhlu viditelného posunutí (paralaxu).

Thomas Henderson, Vasily Yakovlevich Struve a Friedrich Bessel první měřené vzdálenosti na hvězdy paralaxy.

Schéma umístění hvězd v poloměru 14 světelných let od Slunce. V tomto prostoru je v této oblasti 32 slavných hvězdných systémů (inductiveVeload / wikipedia.org).

Další objev (30s z XIX století) je definice hvězdných paralaxů. Vědci už dlouho podezřelí, že hvězdy mohou být podobné vzdálenému slunci. Nicméně, to byla stále hypotéza a já bych řekl, až do té doby, prakticky nebyl nalezen na nic. Bylo důležité naučit se přímo měřit vzdálenost ke hvězdám. Jak to udělat, lidé pochopili poměrně dlouho. Země se otáčí kolem slunce, a pokud například dnes učiní přesný náčrt hvězdnou oblohu (v XIX století, to bylo ještě nemožné vzít fotografii), počkejte půl roku a znovu nakreslete oblohu, Je možné poznamenat, že část hvězd se posunuly vzhledem k jiným vzdáleným objektům. Důvod je jednoduchý - nyní se díváme na hvězdy z opačného okraje obrábění země. Tam je posun blízkých objektů na pozadí vzdáleného. To je přesně stejné, jako by se nejprve podívali na prst s jedním okem a pak ostatní. Všimli jsme si, že prst je posunut na pozadí vzdálených objektů (nebo vzdálené předměty jsou posunuty vzhledem k prstu, v závislosti na tom, které zvolíme referenční systém). Tichý brage, nejlepší astronom thelieskopic éry, snažil se tyto paralaxy měřit, ale nenašel je. Ve skutečnosti dal dolní mez vzdálenosti ke hvězdám. Řekl, že hvězdy nejméně dále než, světelný měsíc (i když takový termín, samozřejmě nemohly být). A ve 30. letech rozvoj teleskopické pozorovací technologie umožnilo přesnější vzdálenosti ke hvězdám. A není překvapující, že najednou tři lidé v různých částech zeměkoule uspořádali taková pozorování pro tři různé hvězdy.

První formálně správně vzdálenost od hvězd měřilo Thomas Henderson. Pozoroval Alpha Centauro na jižní polokouli. Měl štěstí, téměř náhodně zvolil nejbližší hvězdu od těch, kteří jsou viditelní pro neozbrojené oko na jižní polokouli. Ale Henderson věřil, že postrádá přesnost pozorování, i když dostal správnou věc. Chyby, podle jeho názoru, byly velké a on okamžitě nezveřejnil svůj výsledek. Vasily Yakovlevich Struve sledoval v Evropě a vybral si jasnou hvězdu severního nebe - vehi. Byl příliš šťastný - mohl si vybrat například Arcturus, který je mnohem dále. Struve určila vzdálenost od větvic a dokonce publikoval výsledek (což, jak se ukázalo, bylo velmi blízké pravdě). Nicméně, on ho několikrát objasnil, změnil se, a proto mnozí se domnívali, že je nemožné věřit tomuto výsledku, protože ho autor neustále mění. A Friedrich Bessel přišel jinak. Vybral si ne jasnou hvězdu a ten, který se rychle pohybuje přes oblohu - 61 labutě (jméno sám říká, že pravděpodobně není příliš jasný). Hvězdy se pohybují mírně relativní, a přirozeně, blíže k nám hvězdy, tím výrazněji tento efekt. Stejně jako ve vlaku, silniční póly blikaly velmi rychle mimo okno, les je jen pomalu posunut a slunce vlastně stojí na místě. V roce 1838 vydal velmi spolehlivou paralaxou Star 61 Swan a správně měřila vzdálenost. Tato měření poprvé ukázala, že hvězdy jsou vzdálené slunce, a bylo jasné, že světelnost všech těchto objektů odpovídá slunečnímu významu. Definice paralaxií pro první desítky hvězd umožnila vybudovat trojrozměrnou mapu okolí slunce. Člověk byl vždy velmi důležitý pro stavbu karet. To udělalo svět, jako by se o něco více kontroloval. Zde je mapa, a již někdo jiný oblast se nezdá tak tajemný, pravděpodobně nežije draky, ale jen nějaký temný les. Vznik měřících vzdáleností ke hvězdám opravdu udělal nejbližší slunce v několika světelných letech ještě více, přátelské.

To je kapitola ze stěnových novin vydaných charitativním projektem "stručně a jasně o nejzajímavějším." Klikněte na miniaturu novin níže a přečtěte si zbývající články o předmětu zájmu. Děkuju!

Materiálem problému přispěl k Sergey Borisovich Popov - Astrophysikik, doktor fyzických a matematických věd, profesora Ruské akademie věd, vedoucího výzkumného pracovního pracovního pracovního pracovního pracovního lékaře Státního astronomického ústavu. Sternberg Moskevská státní univerzita, laureát několika prestižních pojistných v oblasti vědy a osvícení. Doufáme, že obeznámenost s vydáním bude užitečná a žáky, a rodiče a učitelé - zejména nyní, když astronomie opět zadala seznam povinných školních předmětů (objednávka č. 506 Ministerstva školství a vědy ze dne 7. června 2017) .

Všechny nástěnné novinky publikované naším charitativním projektem "stručně a jasně o nejzajímavějším", čekají na vás na stránkách k-ya.rf. Jsou tu také

Jak určit vzdálenost k hvězdám? Jak je známo, že Alpha Centauro je asi 4 světelné roky? Koneckonců, na jasu hvězdy, jako takový, definujeme málo - brilanci temného blízkého a jasného vzdáleného hvězdy může být stejná. A přesto existuje mnoho poměrně spolehlivých způsobů, jak určit vzdálenosti od země do nejvzdálenějších rohů vesmíru. Astrometrický satelit "Hipparch" pro 4 roky práce určených vzdáleností na 118 tisíc hvězdných hvězd

Bez ohledu na fyziku asi tří dimenzí, šestirozměrných nebo dokonce jedenácti dimenzí prostoru pro astronom, pozorovaný vesmír je vždy dvojrozměrný. To, co se děje ve vesmíru, se nám zdá být v projekci na nebeské sféře, stejně jako veškerá složitost života se promítá do filmu na ploché obrazovce. Na obrazovce se snadno rozlišujeme daleko od milovaného průzkumu, ale ve dvourozměrných placers hvězdiček neexistuje žádný vizuální tip, který vám umožní otočit se do trojrozměrné karty vhodné pro pokládku mezihvězdné lodi . Mezitím je vzdálenost sotva na polovinu všech astrofyzik. Jak rozlišit nejbližší hvězdu z dálky, ale jasný kvasar? Známe pouze vzdálenost k objektu, je možné vyhodnotit svou energii, a proto přímou cestu k pochopení své fyzické povahy.

Nedávný příklad nejistoty kosmické vzdálenosti je problém zdrojů výbuchů gama, krátké rychlé radiační pulsy, asi jednou denně přicházející na zem z různých směrů. Počáteční odhady jejich odlehlosti se pohybovaly od stovek astronomických jednotek (desítky světelných hodin) až stovky milionů světelných let. Proto byl rozšířený v modelech také ohromen - od zničení komety od antihmoty na okraji sluneční soustavy šokovat celý vesmír výbuchu neutronových hvězd a narození bílých otvorů. V polovině 90. let bylo navrženo více než sto různých vysvětlení povahy gamma výbuchů. Teď, když jsme byli schopni odhadnout vzdálenost ke svým zdrojům, pouze dva zůstali modely.

Ale jak měřit vzdálenost, pokud ani pravítko, ani paprsek lokátoru nedosáhne předmětu? Způsob triangulace přichází na záchranu, široce používaný v konvenční geodézii Země. Vybereme segment známé délky - báze, měření od konců rohů, pod kterým je bod viditelný pro jeden nebo jiný, a pak jednoduché trigonometrické vzorce dávají požadovanou vzdálenost. Když se pohybujeme z jednoho konce základny do druhého, viditelný směr se změní na bod, posune se na pozadí vzdálených objektů. To se nazývá vytěsnění paralářství nebo pararallaxu. Hodnota je menší než objekt, a čím větší je to, co je základna.

Pro měření vzdáleností ke hvězdám, musíte vzít nejpřístupnější základnu astronomové rovné průměru dráze Země. Odpovídající paralářský posun hvězd na obloze (přísně řečeno, jeho polovina) začala být nazývána jednoroční paralaxou. Snažil se měřit, ale tiše se tichý Braga, který se mu nelíbilo myšlenku Copernicus na rotaci Země kolem Slunce, a rozhodl se to zkontrolovat - paralaxy také dokazují orbitální pohyb Země. Měření měla působivou přesnost XVI století - asi jednu minutu oblouku, ale nebyla zcela nedostatečná pro měření paralaxy, které on sám neuhodl, a dospěl k závěru, že systém Copernicus je nesprávný.

Hvězdné clustery jsou určeny tím, že montáže hlavní sekvence

Další útok na Pararallax vzal Angličan James Bradley, budoucího ředitele Observatory Greenwich v roce 1726. Zpočátku se zdálo, že se usmál hodně štěstí: Hvězda Gamma Drakona je vybrána pro pozorování opravdu váhá kolem své střední polohy s rozsahem 20 sekund oblouku. Směr tohoto vysídlení však byl odlišen od očekávaných pro paralrases a Bradley brzy zjistil správné vysvětlení: rychlost pohybu Země v oběžné dráze záhyby při rychlosti světla přicházejícího z hvězdy, a mění jeho viditelný směr. Stejně tak dešťové kapky nechávají svahy na oknech autobusu. Tento jev, který obdržel název roční aberace, byl prvním přímým důkazem hnutí Země kolem Slunce, ale s paralaxou nebylo nic společného.

Pouze o století později, přesnost přívodních nástrojů dosáhla požadované úrovně. V pozdních třicátých letech XIX století, podle Jana Herschela, "zeď, která zasahuje s pronikáním do hvězdného vesmíru, byla propíchnuta téměř současně na třech místech." V roce 1837, Vasily Yakovlevich Struve (v té době, ředitel Derptic Observatory, a později - Pulkovskaya) publikoval Pararallaxeg vegue měřeným němcem - 0,12 úhlové sekundy. Následující rok, Friedrich Wilhelm Bessel uvedl, že Pararallaxové hvězdy 61. labuť je 0,3 ". A po dalším roce, skotský astronom Thomas Gendar, který pracoval na jižní polokouli na mysu dobré naděje, měřil paralaxu v systému Alpha Centauro - 1.16 ". Je pravda, že se ukázalo později, že tato hodnota je přehřátá 1,5 krát a neexistují žádné hvězdy s pararallaxem pro více než 1 druhý oblouk.

Pro vzdálenosti měřené paraletnou metodou byla zavedena speciální jednotka délky - část pecallacených sekund, počítačů. V jedné parseca obsahuje 206 265 astronomických jednotek nebo 3,26 světelných let. Je z tak vzdálenosti, že poloměr orbity země (1 astronomická jednotka \u003d 149,5 milionu kilometrů) je viditelný pod úhlem 1 sekundy. Chcete-li určit vzdálenost od hvězdy v Parrseca, musíte jednotku rozdělit do pararallaxu v sekundách. Například, k nejbližšímu americkému námi hvězdnému systému Alfa Centaurus 1 / 0,76 \u003d 1,3 stran, nebo 270 tisíc astronomických jednotek. Tisíc Parsec se nazývá kiloparskom (PDA), milion Parsec - Megaparsecom (IPC), miliardu - gigarasekom (GPC).

Měření extrémně malých rohů vyžadovalo technickou sofistikovanost a obrovskou péči (například Bessel, například zpracovala více než 400 oddělených pozorování 61. labutě), ale po prvním průlomu to bylo jednodušší. Do roku 1890, paralaxy byly již měřeny třemi desítkami hvězd, a když fotografie začaly být široce používány v astronomii, přesné měření paralaxy bylo široce aplikováno na proud. Měření paralaxií je jediným způsobem přímé definice vzdáleností na jednotlivé hvězdy. Ale s pozemními pozorováním, atmosférický interference neumožňuje metodě rovnoběžnosti měřit vzdálenosti přes 100 ks. Pro vesmír není to velmi velká hodnota. ("Není to daleko tady, parseky sto," - jak řekl těžkopádný.), Kde geometrické metody přecházejí, fotometrie přijde do příjmů.

Geometrické záznamy

V posledních letech jsou stále více publikovány výsledky měření vzdáleností do velmi kompaktních zdrojů rozhlasových emisí. Jejich záření spadá na rádiový pás, což jim umožňuje pozorovat je na rádiových interferometrech schopných měření souřadnic objektů s přesností mikrosekundy, nedosažitelné v optickém rozmezí, ve kterém jsou pozorovány hvězdy. Díky maaserům mohou být trigonometrické metody aplikovány nejen na vzdálené předměty naší galaxie, ale také na jiné galaxie. Například v roce 2005, Andreas Brunthaler (Andreas Brunthaler, Německo) a jeho kolegové určil vzdálenost od galaxie M33 (730 PDA), porovnávající úhlové posunutí masáků při rychlosti otáčení tohoto hvězdného systému. O rok později, YE ZU (YE XU, PRC) s kolegy aplikoval klasickou metodu paralaxy na "místní" zdroje Maser, aby změřila vzdálenost (2 PDA) na jednu ze spirálových rukávů naší galaxie. Možná, J. Hernstina (USA) s kolegy se podařilo dále pohybovat. Sledování pohybu masáků v akrečním disku kolem černé díry v jádru aktivní galaxie NGC 4258, astronomové určují, že tento systém byl odstraněn z nás do vzdálenosti 7,2 mpk. Dosud se jedná o absolutní záznam geometrických metod.

Standardní svíčky astronomů

Čtvrtší od nás je zdrojem záření, fascinal. Pokud znáte skutečnou světelnost objektu, pak porovnáním s viditelným třpytem, \u200b\u200bmůžete najít vzdálenost. Pravděpodobně první aplikovat tuto myšlenku na měření vzdáleností hvězdy guigens. V noci sledoval Sirius, a během dne srovnal jeho lesk s malou dírou na obrazovce, který zavřel slunce. Díky velikosti otvoru tak, že oba jas se shoduje, a porovnávat úhlové hodnoty otvoru a solární disk, Guigens dospělo k závěru, že Sirius je od nás 27,66krát dále než slunce. Je to 20krát nižší než skutečná vzdálenost. Částečně byla chyba vysvětlena tím, že Sirius je ve skutečnosti mnohem jasnější než slunce a částečně - obtížnost porovnání brilance paměti.

Průlom v poli fotometrických metod se stalo s příchodem fotografií v astronomii. Začátkem 20. století byla observatoř Harvard College velkorysečnou prací k určení brilanci hvězd na fotoklaxech. Zvláštní pozornost byla věnována variabilním hvězdám, jehož brilanci, která má výkyvy. Studium variabilní hvězdy speciální třídy - Cepheida - v malém Magellan Cloud, Henrietta Levitt si všiml, že to, co byli jasnější, čímž je více výkyvů jejich brilancí: hvězdy s obdobím několika desítek dnů bylo asi 40 krát jasnější než hvězdy s dobou řádu dne.

Vzhledem k tomu, že všichni Cefeid Levitt byl ve stejném hvězdném systému - malý Magellan Cloud, "bylo možné předpokládat, že byli od nás odstraněni na stejné věci (i když neznámou) vzdálenost. Rozdíl v jejich viditelné brilanci je spojen se skutečnými rozdíly v světelnosti. Zůstalo to být určeno geometrickou metodou vzdálenosti k jedné CEFIDA pro výpověď v rozporu se všechna závislostí a bude schopen měřit období, určit pravou svítivost jakéhokoliv Cefidy, a tam je vzdálenost vůči hvězdě a hvězdný systém obsahující jeho Hvězdný systém.

Ale bohužel neexistuje žádný cefeide v blízkosti země. Nejbližší z nich je polární hvězda - odstraněna ze slunce, jak nyní víme, při 130 ks, to znamená, že je mimo dosah pro pozemní pararallaktické měření. To neumožnilo házet most přímo z paralaxy do Cepheidamu a astronomové museli postavit strukturu, která je nyní obrazně nazvaná vzdálenost schodiště.

Meziproduktový krok na něm bylo rozptýlené hvězdné klastry, včetně několika desítek ke stovkám hvězd spojených s celkovým časem a místem narození. Pokud se vztahujete na graf Teplota a světelnost všech hvězd klastrů, většina bodů klesne na jednu šikmou linku (přesněji, pás), která se nazývá hlavní sekvence. Teplota s vysokou přesností je určena spektrem hvězdy a svítivostí - viditelnou brilancí a vzdáleností. Pokud je vzdálenost neznámá, skutečnost, že všechny hvězdy klastrů jsou od nás odstraněny téměř stejné, takže v akumulaci může být viditelné lesk používán jako měření jasu.

Vzhledem k tomu, že hvězdy jsou všude všude, hlavní sekvence všech klastrů se musí shodovat. Rozdíly jsou spojeny pouze s tím, že jsou v různých vzdálenostech. Pokud definujete geometrickou vzdálenost k jednomu z klastrů, pak se dozvíte, jak vypadá, jak "skutečná" hlavní posloupnost vypadá, a pak porovnáním dat s ním na jiných klastrech, budeme pro ně určovat vzdálenost. Tato metoda se nazývá "Montáž hlavní sekvence". Po dlouhou dobu, plejády a giads byly podávány po dlouhou dobu, vzdálenost, která byla stanovena skupinovými paralaxy.

Naštěstí pro astrofyziku, asi dva tucty rozptýlených klastrů detekoval Cefeta. Proto měření vzdálenosti k těmto klastrům prostřednictvím montáže hlavní sekvence, můžete "dosáhnout schodiště" k CESTID, které jsou na třetí etapě.

Úloha ukazatele vzdálenosti Cefida je velmi pohodlná: existuje relativně mnoho z nich - najdou v jakékoli galaxii a dokonce i v jakémkoli klastru míče, a být obří hvězdy, jsou poměrně jasné pro měření intergalaktických vzdáleností. Díky tomu získali spoustu hlasitých epithetů, jako jsou "majáky vesmíru" nebo "vesty póly astrofyziky." CESTID "LINE" se táhne až 20 IPC - to je asi stokrát velikosti naší galaxie. Dále se již nerozlišují ani v nejsilnějších moderních nástrojů, a vylézt na čtvrtou etapu žebříku vzdáleností, potřebujete něco bougaru.

K okraji vesmíru

Jedním z nejvýkonnějších extragalaktických metod měření vzdáleností je založena na regulačních složkách známých jako poměr Talleyho - Fisher: jasnější spirálová galaxie, tím rychleji se otáčí. Když je galaxie viditelná z žebra nebo za významného sklonu, polovina jeho látky v důsledku otáčení se blíží a polovina se odstraní, což vede k expanzi spektrálních linií v důsledku Dopplerova účinku. Na této expanzi je rychlost otáčení určena, na něm - svítivost a poté z porovnání s viditelným jasem - vzdálenost od galaxie. A samozřejmě, galaxie jsou zapotřebí k kalibraci této metody, vzdálenost, která jsou již měřena CEFETA. Talli - Fisherova metoda je velmi dlouhý dosah a pokrývá galaxie, odstraněny z nás pro stovky megaparsek, ale má také limit, protože příliš daleko a slabé galaxie ne dostat dostatek kvalitní spektra.

V mírně větší škále vzdálených vzdáleností je další "standardní svíčka" platná - Supernova typu IA. Vypuknutí takových supernových jsou "stejný typ" termonukleární výbuchy bílých trpaslíků s hmotností mírně nad kritickou (1,4 hmotnost slunce). Proto nemají žádný důvod se značně lišit v moci. Pozorování takové supernova v úzkých galaxiích, vzdálenost, která může být stanovena Cepheidam, jako by potvrdila touto stálostí, a proto jsou kosmické termonukleární výbuchy široce používány pro stanovení vzdáleností. Jsou viditelné i v miliardách analyzátorů od nás, ale nikdy nevědí, vzdálenost, ke které Galaxy bude moci měřit, protože je v předstihu neznámá, kde bude příští supernova rozbitá.

To také umožňuje postupovat pouze jednu metodu - červené posuny. Jeho příběh, stejně jako historie Cefeide, začíná současně od 20. století. V roce 1915, americký vesta slutifer, studium spektra galaxií, si všiml, že ve většině z nich jsou linie posunuty v červeném obličeje vzhledem k poloze "laboratorní". V roce 1924, německý Karl Wirtz upozornil, že toto posunutí je silnější než méně úhlové rozměry galaxie. Pouze Edwina Hubble se však podařilo snížit tato data v jednom obrázku v roce 1929. Podle Dopplerova účinku znamená červený posun linek ve spektru, že objekt je odstraněn z nás. Porovnání spektra galaxií se vzdálenostmi k nim stanoveným Cefeidamem, Hubble formuloval zákon: rychlost odstraňování galaxie je úměrná vzdálenosti k ní. Koeficient proporcionality v tomto poměru byl pojmenován konstantní hubble.

Rozšíření vesmíru bylo tedy otevřeno, a společně s ním možnost stanovení vzdáleností galaxií na jejich spektru, samozřejmě za předpokladu, že konstanta Hubble je vázána na jiné "pravidla". Hubble sám splnil tuto vazbu s chybou téměř řádově velikosti, která byla možná pouze v polovině čtyřicátých let, když se ukázalo, že cefeide byl rozdělen do několika typů s různými poměry "období - světelnosti". Kalibrace byla re-založena na "klasickém" cefete, a teprve pak hodnota konstantního hubble se blíží moderním odhadům: 50- 100 km / s na megaparsk vzdálenost k galaxii.

Nyní červené posuny určují vzdálenosti k galaxiám odstraněným z nás na tisíc megaparsek. Pravda, v megaparseca tyto vzdálenosti označují pouze populární články. Faktem je, že jsou závislé na Evoluci vesmíru přijatého v výpočtech, a kromě toho není v rozšiřujícím prostoru zcela jasné, v jaké vzdálenosti je na mysli:, na kterém došlo k galaxii v době emise záření, nebo na které se nachází v době jeho recepce na Zemi, nebo na vzdálenost cestující světlem, na cestě od výchozího bodu do finále. Astronomové proto upřednostňují pro vzdálené objekty pouze přímo pozorovaná velikost červeného posunutí, aniž by to převedlo do Mega-místo.

Červená zkreslení je jediná metoda pro odhad "kosmologických" vzdáleností srovnatelných s "velikostí vesmíru" a zároveň možná nejmasitější technika. V červenci 2007 byl vydán katalog červených posunů 77 418 767 galaxií. Pravda, když vytváří, byl použit poněkud zjednodušený automatický způsob analýzy spektra, a proto by mohly být chyby uvedeny do některých hodnot.

Týmová hra

Geometrické metody měření vzdáleností nejsou vyčerpány jednoroční paralaxou, ve kterých jsou viditelné úhlové posuny hvězd ve srovnání s pohyby Země na oběžné dráze. Další přístup se spoléhá na pohyb Slunce a hvězd k sobě navzájem. Představte si hvězdné clusteru létání slunce. Podle zákonů perspektivy, viditelné trajektorie jeho hvězd, jako kolejnice na obzoru, se sbíhají v jednom bodě - sálavém. Jeho pozice naznačuje, že klastr letí na paprsek pohledu. Znát tento úhel, můžete se rozložit pohyb hvězd seskupení do dvou složek - podél paprsku zraku a kolmo k němu v nebeské sféře - a určit poměr mezi nimi. Rychlost záření hvězd v kilometrech za sekundu se měří podle Dopplerova účinku a s přihlédnutím k zjištěnému poměru, počítají projekce rychlosti na oblohu - také v kilometrech za sekundu. Zbývá to porovnat tyto lineární rychlosti hvězd s rohem definovaným podle výsledků trvalé pozorování - a vzdálenost bude známa! Tato metoda pracuje až do několika stovek parseca, ale použitelná pouze pro hvězdné klastry, a proto se nazývá metoda skupiny paralaxy. To je to, co bylo nejprve naměřené vzdálenosti k Giad a Pleiad.

Po schodech vedoucích nahoru

Po vybudování našich schodiště do okrajů vesmíru mlčíme o základu, na kterém spočívá. Mezitím způsob paralaxy dává vzdálenost ne v referenčních měřičích, ale v astronomických jednotkách, tj. V poloměru obrábění obrábění země, jejichž hodnota se také podařilo určit daleko od okamžitého. Tak se podívejte a jděte dolů po schodech kosmických vzdáleností k zemi.

Pravděpodobně první odlehlost Slunce se snažila určit Aristarh Samos, který navrhl heliocentrický systém světa po dobu jednoho a půl tisíce let před Copernicusem. Ukázalo se, že slunce bylo 20krát od nás, než měsíc. Toto posouzení, jak již známe, podhodnocené 20krát, trvá až do Keplerovy éry. To, i když neměřil samotný astronomickou jednotku, ale již poznamenal, že slunce by mělo být mnohem dále, než považoval za Aristarkh (a po něm všechny ostatní astronomové).

První více či méně přijatelný odhad vzdálenosti od země ke slunci byl přijat Jean Dominic Cassini a Jean Rishe. V roce 1672, během konfrontace Marsu, měřili svou pozici na pozadí hvězd současně z Paříže (Cassini) a Cayenne (Rishe). Vzdálenost od Francie do francouzského Guyana sloužila jako základna paralaktického trojúhelníku, z nichž určili vzdálenost od Marsu, a pak podle rovnic nebeského mechaniky vypočítali astronomickou jednotku a získali hodnotu 140 milionů kilometrů.

V průběhu následujících dvou stoletích byl hlavní nástroj pro určení stupnice solárního systému průchod Venuše na sluneční disk. Sledujte je ve stejnou dobu od různých bodů zeměkoule, můžete vypočítat vzdálenost od země do Venuše, a od zde všech ostatních vzdáleností ve sluneční soustavě. V XVIII-XIX Centuries byl tento fenomén pozorován čtyřikrát: v 1761, 1769, 1874 a 1882. Tato pozorování se staly jednou z prvních mezinárodních vědeckých projektů. Byly vybaveny rozsáhlými expedicemi (slavný James Cook byl vybaven anglickou expedicí), byly vytvořeny speciální pozorovací stanice ... a pokud v pozdním XVIII století Rusko poskytovaly francouzský vědec možnost pozorovat pasáž z jeho území (od Tobolk), pak v roce 1874 a 1882, ruské vědci již aktivně vzali aktivní roli ve výzkumu. Výjimečná složitost pozorování bohužel vedla k významnému rozdílu v odhadech astronomické jednotky - od asi 147 do 153 milionů kilometrů. Sporšící hodnota je 149,5 milionu kilometrů - byla získána pouze na přelomu století XIX-XX na pozorování asteroidů. A konečně je třeba mít na paměti, že výsledky všech těchto měření se spoléhaly na znalosti délky základny, v jehož úloze, z nichž při měření astronomické jednotky byl proveden poloměr půdy. Nakonec, nakonec, základ schodů vesmírných vzdáleností byla stanovena geodetisty.

Pouze ve druhé polovině 20. století mají vědci zásadně nové způsoby určování kosmických vzdáleností - laseru a radaru. Umožňovali stovky tisíckrát, aby zvýšili přesnost měření ve sluneční soustavě. Chyba radaru pro Mars a Venuše je několik metrů a vzdálenost k rohovým reflektorům namontovaným na Měsíci se měří přesností centimetrů. Hodnota astronomické jednotky pro dnešek je 149,597,870,691 metrů.

Tvrdý osud "hippark"

Tak radikální pokrok v měření astronomické jednotky, novým způsobem, zvýšil otázku vzdáleností ke hvězdám. Přesnost určení paralaxy omezuje atmosféru Země. Proto v šedesátých letech vznikla myšlenka stáhnout úhlový nástroj do vesmíru. To bylo realizováno v roce 1989 se spuštěním Evropského astrometrického satelitu "Hipparch". Tento název je založen, i když formálně a ne zcela správný překlad angličtiny Jméno Hipparcos, který je snížením z vysoce přesného sběrného sběrného sběrného satelitu ("satelit pro sběr vysoce přesných paralaxií") a neshoduje se s anglickým jazykem Jméno slavného starověkého řeckého astronoma - Hipparchus, autor prvního katalogu hvězd.

Tvůrci satelitu se sateleti sami velmi ambiciózní úkol: měřit paralaxy více než 100 tisíc hvězd s přesností milisekund, to je "dosah" na hvězdy nacházející se ve stovkách analyzátorů ze země. Bylo nutné upřesnit vzdálenosti na několik rozptýlených hvězdných klastrů, zejména Giad a Pleiad. Ale hlavní věc, schopnost "skočit přes krok", se objevil, přímo měření vzdálenosti do samotného ceidu.

Expedice začala s potíží. Vzhledem k neúspěchu v akcelerační jednotce, "Hipparch" nedosáhli odhadované geostacionární oběžné dráhy a zůstal na střední silně prodloužené trajektorii. Specialisté Evropské vesmírné agentury se stále podařilo vyrovnat se situací a Orbital Astrometrický dalekohled úspěšně pracoval 4 roky. Zpracování výsledků stále trvalo tolik, a v roce 1997 byl vydán hvězdný katalog s paralrakly a vlastními pohyby 118,128 218, včetně dvou stovek CESTID.

Bohužel, v řadě otázek, žádoucí jasnost nepřišla. Nejvýraznější se ukázalo, že je výsledkem pro Pleiad - bylo předpokládáno, že "hipparch" objasňuje vzdálenost, která byla dříve odhadnuta na 130-135 analyzovaných, ale v praxi to ukázalo, že "hipparch" to bylo opraveno získáním hodnoty pouze 118 analyzátorů. Přijetí nové hodnoty by vyžadovalo úpravy teorie evoluce hvězd a rozsah intergalaktických vzdáleností. To by se stalo vážným problémem pro astrofyziku a vzdálenost od pleiáda začala pečlivě zkontrolovat. Do roku 2004 získalo několik skupin nezávislých metod odhady vzdálenosti k akumulaci v rozsahu od 132 do 139 ks. Byly inspirovány hlasy s předpoklady, že důsledky uzavření satelitu na špatnou dráhu ještě nebyly zcela odstraněny. Otázka všech pararalxů měřených ním byla obecně nastavena.

"Hipparch" tým byl nucen rozpoznat, že výsledky měření jsou obecně přesné, ale mohou být nutné znovu zpracovávat. Faktem je, že v kosmické astrometrii, paralaxy nejsou měřeny přímo. Místo toho, "hipparch" po dobu čtyř let jednou v průběhu času měřil úhly mezi četnými páry páry. Tyto úhly mění oba v důsledku paraletného vysídlení a díky vlastním pohybům hvězd ve vesmíru. Chcete-li "vytáhnout" z pozorování přesně hodnoty paralaxy, je zapotřebí poměrně komplikované matematické zpracování. Zde to muselo opakovat. Nové výsledky byly zveřejněny na konci září 2007, ale stále je nejasné, jak se situace zlepšila.

Ale tento problém "Hippark" není vyčerpaný. Pararallaxy cefeide definované nimi nebyly dostatečně přesné pro jistou kalibraci poměru "laminování". Satelit tak nemohl vyřešit a druhou výzvu stojí před ním. Proto je na světě považováno několik nových projektů kosmické astrometrie. Čím blíže k realizaci je evropský projekt "Guy" (GAIA), jehož spuštění je naplánováno na rok 2012. Jeho princip akce je stejný jako "hipark" - více měření úhlů mezi páry páry. Díky výkonné optiky však bude moci pozorovat podstatně otupělé předměty a použití metody interferometrie zvýší přesnost měření úhlů až po tucet arc mikrosekund. Předpokládá se, že "guy" bude moci měřit vzdálenosti kiloparskit s chybou ne více než 20% a po dobu několika let bude určovat pozice o miliónové zařízení. Bude tedy vybudována trojrozměrná mapa významné části galaxie.

Aristoteles Universe skončil v devíti vzdálenosti od Země na Sun. Copernicus věřil, že hvězdy byly 1 000 krát než slunce. Pararalxy tlačily i nejbližší hvězdy ve světelných letech. Na samém počátku 20. století, americký astronom Harlou zašeptal pomocí Cefeide, který zjistil, že hnutí galaxie (který identifikoval s vesmírem), se měří desítkami tisíc světelných let a díky Hubble hranice vesmíru rozšířen na několik gigardek. Jak nakonec jsou opraveny?

Samozřejmě, v každé fázi žebříkových vzdáleností vyplývají jejich, velké nebo menší chyby, ale obecně měřítko vesmíru je definován docela dobře, testovaný různými metodami, které nejsou závislé na sobě a přidávají se do jednoho dohodnutého obrazu . Moderní hranice vesmíru se zdají být neotřesitelné. To však neznamená, že jeden den nebudeme chtít měřit vzdálenost od něj do nějakého blízkého vesmíru!

Jistě, slyšení v některých fantastických militantních výrazu LA "do Tatiny dvacet světelné roky"Mnozí přemýšleli o přírodní otázky. Někteří z nich:

Není čas?

Pak co je světelný rok?

Kolik kilometrů v něm?

Pro kolik překonání světelný rok Kosmická loď S. Země?

Dnes jsem se rozhodl věnovat vysvětlení významu této jednotky měření, porovnání s našimi známými kilometry a demonstrací stupnice, která působí Vesmír.

Virtuální závodník.

Představte si osobu, v rozporu se všemi pravidly nesoucími na dálnici rychlostí 250 km / h. Za dvě hodiny překoná 500 km a čtyři - až 1000. Pokud se samozřejmě neporušuje v procesu ...

Zdálo by se, že tato rychlost! Ale za účelem ohřevu celého světa (≈ 40 000 km), naší jezdec bude potřebovat 40krát více času. A to je již 4 x 40 \u003d 160 hodin. Nebo téměř celý týden nepřetržitého řízení!

V důsledku toho však neříkáme, že překonal 40 000 000 000 metrů. Protože Lenost nás vždycky přinutila vymyslet a používat kratší alternativní jednotky měření.

Omezit.

Ze školní odvahy fyziky, každý by měl být znám, že nejrychlejší jízda Vesmír - Světlo. Za jednu sekundu jeho paprsek překonává vzdálenost asi 300 000 km a zeměkoule, takže bude zahříván za 0,134 sekund. Je to 4,298,507 krát rychlejší než náš virtuální závodník!

Z Země před Měsíc Světlo přichází v průměru pro 1,25 s, Slunce. Jeho paprsek svého paprsku musí být o něco více než 8 minut.

Vyšší, že? Ale existence rychlostí, vysoká rychlost světla je prokázána. Vědec proto rozhodl, že bude logický pro měření prostorové stupnice v jednotkách, které pro určité časové intervaly projde rádiovou vlnou (zejména světlem, a je).

Vzdálenosti.

Takto, světelný rok - Nic jiného jako vzdálenost, kterou paprsek světla překonává za jeden rok. V mezihvězdném měřítku používejte jednotky vzdálenosti menší, nedává velký smysl. A přesto jsou. Zde jsou jejich přibližné hodnoty:

1 Světle Druhé ≈ 300 000 km;

1 světle minuta ≈ 18,000,000 km;

1 světelná hodina ≈ 1 080 000 000 km;

1 světelný den ≈ 26,000,000,000 km;

1 světelný týden ≈ 181,000,000,000 km;

1 světelný měsíc ≈ 790,000,000,000 km.

A teď, takže si rozumíte, odkud pocházejí čísla, vypočítáme, co se rovná jednomu světelný rok.

V roce, 365 dní, ve dnech 24 hodin, za hodinu 60 minut a minutu 60 sekund. Rok se tedy skládá z 365 x 24 x 60 x 60 x 60 \u003d 31,536,000 sekund. Za jednu sekundu trvá světlo 300 000 km. V důsledku toho, v průběhu roku bude jeho Ray překonat vzdálenost 31 536,000 x 300 000 \u003d 9,460,800,000,000 km.

Toto číslo je čteno takto: Devět bilionů, čtyři sta šedesát miliard a osm set milionů kilometry.

Samozřejmě, přesná hodnota světelný rok Mírně odlišný od vypočtených u nás. Ale při popisu vzdáleností ke hvězdám ve vědeckých a populárních článcích, nejvyšší přesnost není v zásadě nutná, a sto dalších milionů kilometrů zde nebude hrát zvláštní roli.

A teď budeme pokračovat v našich mentálních experimentech ...

Měřítko.

Předpokládejme, že moderní kosmická loď Listy Sunny System. S třetí prostorovou rychlostí (≈ 16.7 km / s). První světelný rok Překoná 18 000 let!

4,36 světelné roky na nejbližší hvězdný systém pro nás ( Alpha Centaurus.Podívejte se na obrázek na začátku) Překoná asi 78 tisíc let!

Náš galaxie Mléčná dráhaMající asi 100.000 v průměru světelné rokyPřekročit přes 1 miliardu 780 milionů let.

A nejblíže nám velké galaxie, kosmická loď Domestick až po 36 miliardách letech ...

To jsou koláče. Ale teoreticky Vesmír Bylo to jen 16 miliard lety ...

A nakonec ...

Cosmic Scale lze začít překvapit i bez překročení Sluneční Soustava, protože sám je velmi velký. Velmi dobré a jasně ukázaly, například tvůrci projektu Kdyby byl měsíc Pouze 1 pixel. (Pokud byl měsíc jen jeden pixel): http://joshworth.com/dev/pixelspace/pixelspace_solarsystem.html.

Na tom i, možná dokončí dnešní článek. Všechny vaše dotazy, komentáře a přání jsou rádi, že v komentářích pod ním uvítají.

Hvězdy jsou nejčastějším typem nebeských těles ve vesmíru. Hvězdy až do 6. Hodnota hvězdy Existuje asi 6 000, až 11. počet hvězdiček asi milion a 21. stupňů z nich na celé obloze asi 2 miliardy.

Všechny z nich jsou stejně jako slunce, jsou horké samohodnotné plynové kuličky, v hlubinách, jejichž rozlišuje se obrovská energie. Hvězdy i v nejsilnějších dalekohledech jsou však viditelné jako zářící body, protože jsou daleko od nás.

1. Jednoroční paralaxa a vzdálenosti hvězdy

Poloměr Země se ukáže být příliš malý na to, aby sloužil jako základ pro měření kompenzace hvězdy paralářství a stanovení vzdáleností k nim. V době Copernicus bylo jasné, že pokud se země opravdu otočí kolem slunce, pak by se mělo změnit viditelné pozice hvězd na obloze. Po dobu šesti měsíců se země pohybuje do průměru jeho oběžné dráhy. Směry na hvězdu z opačných bodů této dráhy by se měly lišit. Jinými slovy, hvězdy by měly být patrné na jednoroční pararallax (obr. 72).

Jednoroční paralaxu hvězdy ρ volání úhlu, pod kterým by z hvězdy mohlo vidět velkou část orbity země (rovna 1 nebo. E.), pokud je kolmá k paprsku pohledu.

Čím větší je vzdálenost D na hvězdu, tím méně její paralaxu. Palubní vysídlení hvězdné polohy na obloze v průběhu roku se vyskytuje na malé elipsy nebo kruhu, pokud je hvězda v ekliptickém pólu (viz obr. 72).

Copernicus se snažil, ale nemohl detekovat hvězdy Pararallax. Správně argumentoval, že hvězdy byly příliš daleko od země tak, aby zařízení existovala, pak si dokáže všimnout jejich paraletou.

Poprvé, spolehlivé měření ročníku paralaxy, hvězdy VEKS podařilo realizovat v roce 1837. Ruský akademik V. Ya. Struve. Téměř současně s ním v jiných zemích, paralaxy byly identifikovány dvěma hvězdami, z nichž jedna byla α cucuta. Tato hvězda, která v SSSR není viditelná, se ukázala být nejblíže nám, jeho roční paralaxu ρ \u003d 0,75. "Pod takovým úhlem je nahé oko viditelné o tloušťce 1 mm ze vzdálenosti 280 ° C. M. Není divu, že tak dlouho nemohlo vidět hvězdy tak dlouhé malé úhlové posuny.

Vzdálenost od Star. kde A je velká poloosná pozemská orbita. V malých úhlech pokud je P vyjádřena v sekundách oblouku. Pak přijetí A \u003d 1 A. E., dostanu:

Vzdálenost od nejbližšího α Centaurus D \u003d 206 265 ": 0,75" \u003d 270 000 A. E. Světlo prochází tuto vzdálenost za 4 roky, zatímco od Slunce k zemi jde pouze 8 minut a asi 1 s od Měsíce.

Vzdálenost, kterou světlo projde po celý rok, se nazývá světelný rok. Tato jednotka slouží k měření vzdálenosti spolu s Parcemberem (PC).

Parsek je vzdálenost, ze které je velká část obráběnice Země kolmo k paprsku viditelné pod úhlem 1 ".

Vzdálenost v Parseca se rovná inverzní hodnotě jednoroční paralaxy, vyjádřená ve druhém oblouku. Například vzdálenost od hvězdy α Centaurion je 0,75 "(3/4") nebo 4/3 PC.

1 parsec \u003d 3,26 světelného roku \u003d 206 265 a. E. \u003d 3 * 10 13 km.

V současné době je měření jednorázové paralaxy hlavním způsobem při určování vzdáleností ke hvězdám. Pararallaky jsou měřeny pro mnoho hvězd.

Měření jednorázové paralaxy lze spolehlivě nastavit vzdálenost od hvězd, které jsou 100 ks, nebo 300 světelných let.

Proč nemůže přesně měřit roční paralaxu více než vzdálené hvězdy?

Vzdálenost od vzdálených hvězd je v současné době určena jinými metodami (viz §25.1).

2. Viditelná a absolutní hvězdná hodnota

Svítivost hvězd. Poté, co astronomové měli možnost určit vzdálenosti ke hvězdám, bylo zjištěno, že hvězdy se liší od viditelného jasu nejen kvůli rozdílu v distanci pro ně, ale kvůli rozdílům v jejich lampy.

Svítivost hvězda L se nazývá síla záření světelné energie ve srovnání s radiační síle Slunce.

Pokud mají dvě hvězdy stejnou světlou svítivost, hvězda, která je dále od nás, má menší viditelný jas. Můžete porovnat hvězdy hvězdné hvězdy pouze v případě, že spočítáte svůj viditelný jas (hvězdná hodnota) pro stejnou standardní vzdálenost. V takové vzdálenosti v astronomii se uvažuje o 10 ks.

Viditelná hvězdná hodnota, kterou hvězda měla, kdyby to bylo z nás ve standardní vzdálenosti D 0 \u003d 10 ks, byl název absolutní velikosti M.

Zvažte kvantitativní poměr viditelných a absolutních hvězdičkových veličin ve známé vzdálenosti D k ní (nebo jeho paralaxou P). Nejprve si vzpomeňte, že rozdíl v 5 hvězdičkových magnitud odpovídá rozdílu v jasu přesně 100 krát. V důsledku toho je rozdíl viditelných hvězdných hodnot dvou zdrojů roven jednomu, když jeden z nich jasnější než jiný přesně v čase (tato hodnota je přibližně rovna 2,512). Jasnější než zdroj, zdánlivá hvězdná hodnota je považována za méně. Obecně platí, že vztah viditelného jasu dvou jakýchkoliv hvězd I 1: I 2 je spojen s rozdílu mezi jejich viditelným hvězdným veličin mem 1 a m 2 jednoduchým poměrem:

Nechť m je viditelná hvězda velikosti hvězdy ve vzdálenosti D. Pokud byla pozorována od vzdálenosti D 0 \u003d 10 PC, jeho viditelná hodnota hvězda M 0 podle definice by byla rovna absolutní velikosti hvězdičce M. Pak je to zjevné jas by změnil

Zároveň je známo, že zdánlivý jas hvězdy mění inverzně úměrné čtverci vzdálenosti k němu. proto

(2)

Proto,

(3)

Logarithing Tento výraz, najít:

(4)

kde p je vyjádřeno v sekundách oblouku.

Tyto vzorce poskytují absolutní hvězdnou hodnotu m podle známého viditelná hvězdam v reálné vzdálenosti od hvězdy D. Naše slunce ze vzdálenosti 10 ks by vypadalo přibližně jako hvězda 5. viditelné velikosti hvězdy, tj. Pro sluneční m ≈5.

Znalost absolutní velikosti hvězdy hvězdy, je snadné spočítat svou svítivost L. užívají svítivost Slunce L \u003d 1, podle definice světelnosti, kterou lze napsat

Hodnoty m a l v různých jednotkách vyjadřují sílu hvězdného záření.

Studijní hvězdy ukazují, že se mohou lišit v desítkách miliard krát. Ve hvězdných hodnotách dosáhne tohoto rozlišení 26 jednotek.

Absolutní hodnotyhvězdy velmi vysoké světelnosti jsou negativní a dosáhl m \u003d -9. Takové hvězdy se nazývají obři a supergiéty. Záření hvězdných zlatých ryb je silnější než záření našeho slunce 500 000 krát, jeho světelnost l \u003d 500,000, nejmenší záření výkonu má trpaslíci s m \u003d + 17 (l \u003d 0,000013).

Aby bylo možné pochopit příčiny významných rozdílů v zářivosti hvězd, je třeba zvážit další vlastnosti, které mohou být stanoveny na základě radiační analýzy.

3. Barva, spektra a teploty

Během pozorování jste upozornili na skutečnost, že hvězdy mají jinou barvu, nejobvyklejší z nich. Barva vyhřívaného tělesa, včetně hvězd, závisí na teplotě. To umožňuje určit teplotu distribuce energie v jejich kontinuálním spektru.

Barva a rozsah hvězd jsou spojeny s jejich teplotou. V relativně studených hvězdách, záření v oblasti červené spektrum, což je důvod, proč mají načervenalé barvy. Teplota červených hvězd nízká. Roste důsledně při pohybu z červených hvězd do oranžové, pak na žlutou, nažloutlé, bílé a modravé. Spektra hvězd jsou extrémně rozmanité. Jsou rozděleny do tříd, označených latinskými písmeny a čísly (viz zadní nucené). Ve spektrech studených červených hvězd třídy ms teplotou asi 3000 k, absorpční pásy nejjednodušších diatomických molekul jsou viditelné, nejčastěji oxid titaničitý. Ve spektrech jiných červených hvězd jsou dominovány oxidy uhlíku nebo zirkoničitého. Červené hvězdy první velikosti třídy m - Antares, Bethelgeuse..

Ve spektru žlutých hvězd třídy gNa které Slunce (s teplotou 6000 k na povrchu patří), tenké kovové linie dominují: železo, vápník, sodík atd. Sluneční typ hvězdy podél spektra, barvy a teploty je jasná kaple v souhvězdí erekce.

Ve spektru bílých hvězd tří hvězdStejně jako Sirius, Vega a Denget, nejsilnější linie vodíku. Existuje mnoho slabých linií ionizovaných kovů. Teplota těchto hvězd je asi 10.000 K.

Ve spektru nejžhavějších hvězd, modravých hvězds teplotou asi 30 000 K viditelná linie neutrálního a ionizovaného helia.

Teploty většiny hvězd jsou v rozmezí od 3000 do 30 000 K. Jiné teploty asi 100 000 K.

Spektra hvězd je tedy velmi odlišná od sebe a je možné určit chemickou složení a teplotu atmosféry hvězd. Studie spektra ukázala, že vodík a helium jsou převažovány v atmosférách všech hvězd.

Rozdíly v hvězdy spektra nejsou vysvětleny nejrůznějším množstvím jejich chemického složení, kolik rozdíl v teplotě a jiných fyzických podmínkách v hvězdy atmosféru. Při vysokých teplotách jsou molekuly zničeny atomy. S ještě vyšší teplotou jsou zničeny méně trvanlivé atomy, obracejí se v ionty, ztrácí elektrony. Ionizované atomy mnoha chemických prvků, stejně jako neutrální atomy, emitují a absorbují energii určitých vlnových délek. Porovnáním intenzity absorpčních linií atomů a iontů stejného chemického prvku se teoreticky stanoví jejich relativní množství. Je to funkce teploty. Tak, na tmavých liniích spektra hvězd, teplota jejich atmosférů lze určit.

Hvězdy stejné teploty a barvy, ale rozdíl spektra světelnosti jsou obecně stejné, to však lze vidět v relativních intenzitách některých linií. To je způsobeno skutečností, že při stejné teplotě je tlak v jejich atmosférách odlišný. Například v atmosférách hvězd hvězdy je tlak menší, jsou rychlé. Pokud tuto závislost vyjadřuje graficky, pak na intenzitě linek naleznete absolutní hodnotu hvězdy, a pak podle vzorce (4) určete vzdálenost k ní.

Příklad řešení problému

Úkol. Jaká je svítivost hvězda ζ scorpion, pokud jeho viditelná hvězdná hodnota 3 a vzdálenost k IT 7500 Sv. roky?

Cvičení 20.

1. Kolikrát je Sirius jasnější než Aldebaran? Slunce jasnější než Sirius?

2. Jedna hvězda jasnější než další 16krát. Jaký je rozdíl mezi jejich hvězdnými veličinami?

3. PARARALLAXGEGUEGUE 0.11 ". Jak dlouho je světlo od něj do země?

4. Kolik let by mělo být létat směrem k souhvězdí Lyry rychlostí 30 km / s, takže Vega je dvakrát co nejblíže?

5. Kolikrát je hvězda 3,4 hvězdy slabší než Sirius, který má viditelnou hvězdnou hodnotu -1.6? Jaké jsou absolutní hodnoty těchto hvězd, pokud vzdálenost k obou je 3 ks?

6. Pojmenujte barvu každého z aplikačních hvězd IV jejich spektrální třídy.

Při pohledu z okna vlaku

Výpočet vzdálenosti od hvězdy se silně obával starověkých lidí, protože ve svém názoru byly připojeny k nebeské sféře a byli ze země ve stejné vzdálenosti, že by osoba nikdy nebyla měřena. Kde jsme my, a kde jsou tyto božské kopule?

Mnoho a mnoho století potřebovalo, že lidé rozumí: vesmír je poněkud složitější. Chcete-li pochopit svět, ve kterém žijeme, bylo nutné postavit prostorový model, ve kterém byla každá hvězda odstraněna z nás do určité vzdálenosti, stejně jako turista pro průchod trase je požadována mapa, a ne panoramatickou fotku plocha.

Pararallax, známý nám na cestování vlakem nebo autem, se stal prvním asistentem v tomto obtížném podniku. Všimli jste si, jak rychle blikali silniční póly na pozadí vzdálených hor? Pokud si všimnete, můžete vám poblahopřát: vy, nechcete, aby vás, objevil důležitý znak paraletního posuvu - pro úzké objekty, je to mnohem více a patrné. A naopak.

Co je pararallax?

V praxi, paralaxa začala pracovat pro osobu v geodézii a (kde bez ní?) Ve vojenském podnikání. Opravdu, na koho, ne-li ArtilleryR, musíte měřit vzdálenosti do vzdálených objektů s nejvyšší možné přesností? Metoda triangulace je navíc jednoduchá, logická a nevyžaduje použití některých komplexních zařízení. Vše, co je vyžadováno, je měřit dva úhel a jednu vzdálenost, tzv. Base, s přijatelnou přesností, a poté za použití elementární trigonometrie, určit délku jednoho z katalů obdélníkového trojúhelníku.

Triangulace v praxi

Představte si, že potřebujete určit vzdálenost (D) z jednoho břehu na nepřístupný bod na lodi. Níže uvedete algoritmus potřebný pro tyto akce.

1. Označte dva body na břehu (A) a (b), vzdálenost, mezi kterou znáte (L).
2. Změřte úhly a a β.
3. Vypočítat D podle vzorce:

Pararalctický posun blízkýchhvězdy na pozadí vzdálené

Je zřejmé, že přesnost přímo závisí na velikosti základny: Jak bude déle, podle, respektive, budou rovnoběžné směny a úhly velké. Pro pozemek Země je maximální možná základna průměr obrábění obrábění země kolem Slunce, tj. Měření musí být prováděna s intervalem v polovině roku, kdy se naše planeta vypne v diametrově opačném bodě orbit. Takový pararallax se nazývá výroční a první astronom, který se ho pokusil měřit, byl slavný dane klidný brage, známý pro výjimečné vědecké plechovky a odmítnutí systému Copernicus.

Snad závazek Braga Myšlenka Geocentrism hrál krutý vtip s ním: Naměřené roční paralaxy nepřekročily úhlovou minutu a mohly by být dobře přisuzovány popisu instrumentálních chyb. Astronom s čistým svědomím byl přesvědčen o "správnosti" systému Ptolemay - Země se nepohybuje kdekoli a nachází se v centru malého útulného vesmíru, ve které se sluncem a dalším hvězdám s doslova rukou, pouze 15 -20krát dál než před měsícem. Nicméně, práce Tycho brage nezmizely marně, staly se základem pro otevření zákonů Kepler, který konečně dal kříž na zastaralé teorie zařízení sluneční soustavy.

Hvězda kartografové

SPACE "LINE

Je třeba poznamenat, že před vážně převzít vzdálené hvězdy, triangulace dokonale pracovala v našem vesmírném domě. Hlavním úkolem bylo zjistit vzdálenost od Slunce, nejvíce astronomické jednotky, aniž by přesná znalost, z nichž se měření hvězdných paralaxů stávají bezvýznamnými. První osoba na světě, který se takový úkol stanovil, byl starověký řecký filozof Aristarh Samos, který nabídl sto a půl roku na Copernicus heliocentrický systém světa. Po provedení komplikovaných výpočtů založených na poměrně přibližných znalostech této éry obdržel, že slunce je 20krát vyšší než měsíc. Po mnoho staletí byla tato hodnota přijata pro pravdu, stává se jedním ze základních os teorií Aristotle a Ptolemy.

Pouze Kepler, v blízkosti výstavby modelu solárního systému, podrobit tuto velikost vážného přecenění. V tomto měřítku nebylo možné spojit reálné astronomické údaje a zákony pohybu nebeských těl objevil. Intuitivně, Kepler věřil, že slunce bylo odebráno ze země mnohem dále, ale být teoretikem, nenalezl způsob, jak potvrdit (nebo vyvrátit) jeho odhad.

Je zvědavá, že správné posouzení velikosti astronomické jednotky bylo možné přesně na základě zákonů Kepler, zeptal se "tvrdá" prostorová struktura solárního systému. Astronomové měli přesnou a detailní kartu, která zůstala pouze určovat měřítko. To bylo provedeno francouzským Jeanem Dominic Cassini a Jean Rishe, měřil pozici Marsu na pozadí vzdálených hvězd během konfrontace (v této poloze Mars, Země a slunce jsou umístěny na jedné rovině a vzdálenost mezi The Planety jsou minimální).

Paříž a Remote v dobrém 7 000 kilometrech odstraněných v dobrých 7000 kilometrech jsou hlavním městem francouzské Guyany - Cayenne. Mladý Rishe šel do jihoamerické kolonie a Mastyatny Cassini zůstal na "Musket" v Paříži. Po návratu mladého kolegy se vědci usadili na výpočty a na konci roku 1672 představili výsledky svého výzkumu - podle svých výpočtů, astronomická jednotka byla rovna 140 milionům kilometrů. V budoucnu, objasnit rozsah Solar astronomového systému používal průchod Venuše na disku Slunce, ke kterému došlo v XVIII-XIX století čtyřikrát. A možná tyto studie mohou být nazývány prvními mezinárodními vědeckými projekty: Kromě Anglie, Německa a Francie se Rusko stalo aktivní účastníkem. Do počátku 20. století bylo konečně stanoveno rozsah slunečního systému a aktuální hodnota astronomické jednotky byla provedena - 149,5 milionu kilometrů.

1. Aristarh navrhl, že Měsíc má tvar míče a osvětlen sluncem. V důsledku toho, pokud Měsíc vypadá "disced" na polovinu, roh Země-Moon-Sun je přímý.
2. Další, Aristarkh vypočítal úhel Sun-Earth-Moon-Moon přímým pozorováním.
3. Použitím pravidla "Součet rohů trojúhelníku je o 180 stupňů," vypočítal Aristarkh úhel zemního slunečního měsíce.
4. Aplikace poměru stran obdélníkového trojúhelníku, Aristarkh vypočítal, že země zemního měsíce 20krát více než Sun Earth-Sun. Poznámka! Aristarkh nevypočítal přesnou vzdálenost.

ParSeki, ParSeki.

Cassini a rýže vypočítali pozici Marsu vzhledem ke vzdáleným hvězdám

A s těmito zdrojovými údaji bylo již možné nárok na správnost měření. Kromě toho se značené nástroje dosáhly požadované úrovně. Ruský astronom Vasily Struve, ředitel Univerzity observatoře ve městě Dert (nyní Tartu v Estonsku), v roce 1837 publikoval výsledky měření otravného paralaxu vegue. Ukázalo se, že je 0,12 úhlové sekundy. Tříděný německým Wilhelmem Besselem, studentem Velkého Gaussu, který byl měřen Pararallaxovou hvězdou 61 v souhvězdí Swan - 0,30 úhlové sekundy a Scot Thomas GendorM, "chytil" slavný Alpha Centaur s Pararallama 1,2 . Později se však ukázalo, že ten druhý poněkud přeskupený a ve skutečnosti je hvězda posunuta pouze o 0,7 úhlové sekundy za rok.

Akumulovaná data ukázala, že roční hvězdy paralaxy nepřekročí jednu úhlovou sekundu. Bylo přijato a přijato k zavedení nové jednotky měření - Parrseca ("pararallaktic druhý" v redukci). S tak šíleným pro obvyklé standardy vzdálenosti je poloměr obrábění země viditelné pod úhlem 1 sekundy. Vizuálně prezentovat kosmickou váhu, vezmeme to astronomickou jednotku (a to je poloměr zemských orbitů rovný 150 milionů kilometrů) "mačkaný" ve dvou notebookních buňkách (1 cm). Takže: "Chcete-li vidět" v úhlu 1 sekundy, mohou být ... ze dvou kilometrů!

Pro vesmírné hloubky Parsova, ne v dálce, i když i světlo na jeho překonání bude potřebovat až čtvrtinu roku. V rámci cestovního parsexu mohou sousedé Star doslova přepočítat na prstech. Pokud jde o galaktické měřítko, je také nutné provozovat kilo- (jeden tisíc jednotek) a megaparseca (resp. Milion), který v naší "tetradně" model může již vylézt do jiných zemí.

Tento boom ultra-precizní astronomické měření začalo s příchodem fotografie. "Dětské" dalekohledy s měřicími čočkami, citlivými fotografickými deskami, vypočtenémi v mnoha hodinách expozice, přesné hodinové mechanismy, otáčení dalekohledu synchronně s otáčením země - to vše umožnilo s jistotou opravit jednorázové paralaxy s přesností 0,05 úhlových sekund a tím určující vzdálenosti až 100 analyzuje. Pro více (nebo spíše na menší) zemnicí zařízení není schopno: rozmarná a neklidná pozemská atmosféra interferuje.

Pokud provádíte měření na oběžné dráze, můžete výrazně zlepšit přesnost. Bylo to s takovým cílem v roce 1989 na dráze blízké Země, byl zahájen Astrometrický satelit "Hipparcos" z anglického vysoce přesného parlallaxového sběrného satelitního satelitu), vyvinutého v evropské kosmické agentuře.

1. V důsledku provozu orbitálního dalekohledu byl hypochová sestavena základním astrometrickým katalogem.
2. S pomocí Guya, trojrozměrná mapa části naší galaxie označuje souřadnice, směry a barvy pohybu je asi miliardu hvězd.

Výsledkem jeho práce je katalog 120 tisíc hvězd s ročními paralaxy, definovanými s přesností 0,01 úhlových sekund. A jeho následovníka, Gaia Satellite (globální astrometrický interferometr pro astrofyziku), spuštěn 19. prosince 2013, kreslí prostorovou mapu nejbližšího galaktického prostředí s miliardami (!) Objekty. A kdo ví, může být již naše vnoučata, je velmi užitečná.