چه فاصله ای بین ما و ابرنواختر می تواند ایمن باشد؟ سال نوره سال و کیهانی مقیاس اختلاف منظر و فاصله تا ستاره ها.

اصل Pararallax در یک مثال ساده.

روش تعیین فاصله به ستاره ها با اندازه گیری زاویه جابجایی قابل مشاهده (اختلاف منظر).

توماس هندرسون، Vasily Yakovlevich Struve و Friedrich Bessel اولین بار اندازه گیری فاصله به ستاره ها توسط Parallaxes.

طرح محل ستاره ها در شعاع 14 سال نوری از خورشید. از جمله خورشید، در این منطقه 32 سیستم مشهور ستاره ای (Inductiveload / Wikipedia.org) وجود دارد.

کشف بعدی (30 سال از XIX Century) تعریف اختلاف منظر ستاره است. دانشمندان مظنون به این هستند که ستاره ها می توانند شبیه به خورشید دور باشند. با این حال، هنوز یک فرضیه بود، و من می توانم بگویم، تا آن زمان، عملا بر روی هر چیزی یافت نشد. مهم بود که به طور مستقیم برای اندازه گیری فاصله به ستاره ها یاد بگیریم. چگونه می توان آن را انجام داد، مردم به مدت طولانی درک کردند. زمین در اطراف خورشید چرخش می کند، و اگر، به عنوان مثال، امروز، طرح دقیق از آسمان ستاره ای (در قرن نوزدهم، هنوز غیرممکن بود که عکس بگیرد)، نیم سال صبر کنید و دوباره به آسمان بپردازید می توان اشاره کرد که بخشی از ستارگان نسبت به سایر اشیاء دورتر تغییر کرده اند. دلیل ساده این است که ما در حال حاضر به ستاره ها از لبه مخالف مدار زمین نگاه می کنیم. تغییر اشیاء نزدیک در برابر پس زمینه دور وجود دارد. این دقیقا همان چیزی است که ما ابتدا انگشت خود را با یک چشم نگاه می کنیم، و سپس دیگران. ما یادآوری می کنیم که انگشت در برابر پس زمینه اشیاء دور حرکت می شود (یا اشیاء دور از انگشتان جابجا می شوند، بسته به اینکه سیستم مرجع را انتخاب می کنیم). بی سر و صدا، بهترین ستاره شناس دوران Dotheliescopic، سعی کرد این اختلافات را اندازه گیری کند، اما آنها را پیدا نکردند. در واقع، او محدودیت پایین تر از فاصله را به ستاره ها داد. او گفت که ستارگان حداقل بیشتر از ماه، در مورد ماه نور (هرچند، البته، البته، نمی تواند باشد). و در دهه 30، توسعه تکنولوژی مشاهدات تلسکوپی باعث شد تا فاصله های دقیق تر به ستاره ها برسد. و تعجب آور نیست که در یک بار سه نفر در بخش های مختلف جهان چنین مشاهداتی را برای سه ستاره مختلف برگزار کردند.

اولین به طور رسمی به درستی فاصله تا ستاره ها Thomas Henderson را اندازه گیری کرد. او آلفا سنتورو را در نیمکره جنوبی مشاهده کرد. او خوش شانس بود، تقریبا به طور تصادفی نزدیکترین ستاره را از کسانی که برای چشم غیر مسلح در نیمکره جنوبی قابل مشاهده است، انتخاب کرد. اما هندرسون معتقد بود که او دقت مشاهدات را نداشته است، هرچند او چیز درست را دریافت کرد. اشتباهات، به نظر او، بزرگ بود، و او بلافاصله نتیجه خود را منتشر کرد. Vasily Yakovlevich Struve در اروپا تماشا کرد و یک ستاره درخشان از شمال آسمان را انتخاب کرد - Vehi. او خیلی خوش شانس بود - او می تواند انتخاب کند، به عنوان مثال، ArcTurus، که خیلی بیشتر است. Struve فاصله را به Veks تعیین کرد و حتی نتیجه را منتشر کرد (که، همانطور که معلوم شد، بسیار نزدیک به حقیقت بود). با این حال، او چندین بار او را روشن کرد، تغییر کرد، و بنابراین بسیاری در نظر داشتند که این نتیجه را باور غیرممکن است، زیرا نویسنده به طور مداوم او را تغییر می دهد. و فریدریش بسل به طور متفاوتی آمد. او یک ستاره روشن را انتخاب کرد، و یکی که به سرعت در سراسر آسمان حرکت می کند - 61 قوها (نام خود را می گوید، احتمالا بسیار روشن نیست). ستاره ها کمی نسبت به یکدیگر حرکت می کنند و به طور طبیعی، نزدیکتر به ما ستاره ها، بیشتر به نظر می رسد این اثر. درست مثل قطار، قطب های کنار جاده ای به سرعت در خارج از پنجره چشمک می زند، جنگل تنها به آرامی تغییر می کند، و خورشید در واقع در جای خود قرار دارد. در سال 1838، او یک ستاره اختلاف منظر بسیار قابل اعتماد 61 سووان را منتشر کرد و به درستی فاصله را اندازه گیری کرد. این اندازه گیری ها ابتدا ثابت کرد که ستاره ها خورشید دور هستند و روشن شد که روشنایی تمام این اشیاء به معنای خورشیدی مطابقت دارد. تعریف اختلاف منظر برای اولین ده ها ستاره، امکان ساخت یک نقشه سه بعدی محیط اطراف خورشید را فراهم کرد. با این حال، انسان همیشه برای ساخت کارت ها بسیار مهم بوده است. این باعث شد که جهان کمی کنترل شود. در اینجا یک نقشه است، و در حال حاضر منطقه شخص دیگری به نظر نمی رسد اسرار آمیز، احتمالا با اژدها زندگی نمی کند، بلکه فقط نوعی جنگل تاریک است. ظهور اندازه گیری فاصله ها به ستارگان واقعا نزدیک ترین آفتاب را در چند سال نوری چندین یا بیشتر دوست داشت.

این فصل از روزنامه دیواری منتشر شده توسط یک پروژه خیریه "به طور مختصر و به وضوح در مورد جالب ترین" است. روی مینیاتوری روزنامه زیر کلیک کنید و مقالات باقی مانده را در مورد موضوع مورد توجه قرار دهید. متشکرم!

مواد این موضوع به سرگئی بوریسویچ پوپوف - Astrophysicik، دکتر علوم فیزیکی و ریاضی کمک کرد، استاد آکادمی علوم روسیه، محقق برجسته موسسه نجومی دولتی. دانشگاه دولتی استرنبرگ مسکو، برنده جایزه های معتبر متعددی در زمینه علم و روشنگری. ما امیدواریم که آشنایی با انتشار مفید و دانش آموزان، و والدین و معلمان - به ویژه در حال حاضر، زمانی که نجوم دوباره وارد لیست موضوعات اجباری اجباری شد (سفارش شماره 506 وزارت آموزش و پرورش و علمی تاریخ 7 ژوئن 2017) .

تمام روزنامه های دیواری منتشر شده توسط پروژه خیریه ما "به طور مختصر و به وضوح در مورد جالب ترین"، منتظر شما در سایت k-ya.rf هستند. نیز وجود دارد

چگونه می توان فاصله را به ستاره ها تعیین کرد؟ چگونه شناخته شده است که آلفا سنتورو حدود 4 سال نوری است؟ پس از همه، بر روی روشنایی ستاره، به عنوان مثال، ما کمی تعریف می کنیم - درخشندگی ستاره های کم رنگ نزدیک و روشن ممکن است یکسان باشد. و در عین حال بسیاری از راه های بسیار قابل اعتماد برای تعیین فاصله از زمین به گوشه های دور از جهان وجود دارد. ماهواره Astrometric "Hipparch" برای 4 سال کار، فاصله را به 118 هزار ستاره تقسیم می کند

هر کدام از فیزیک حدود سه بعد، شش بعد یا حتی یازده ابعاد فضا، برای ستاره شناس، جهان مشاهده شده همیشه دو بعدی است. آنچه اتفاق می افتد در فضا به نظر ما در طرح ریزی بر روی کره آسمانی، درست همانطور که تمام پیچیدگی های زندگی به فیلم بر روی صفحه نمایش تخت پیش بینی می شود. بر روی صفحه نمایش، ما به راحتی از نظر خوانده شده بسیار متمایز هستیم، اما هیچ نوک بصری در پراکنده های دو بعدی ستاره ها وجود ندارد، که به شما اجازه می دهد آن را به یک کارت سه بعدی که مناسب برای تخمگذار کشتی بین ستاره ای است، تبدیل کنید . در همین حال، فاصله به سختی به نیمی از همه از همه استروفیزیک هاست. چگونه می توان نزدیکترین ستاره را از دور جدا کرد، اما یک کوازار روشن؟ فقط دانستن فاصله به جسم، ممکن است انرژی آن را ارزیابی کند، و از این رو جاده مستقیم برای درک طبیعت فیزیکی آن است.

یک مثال اخیر از عدم اطمینان از راه دور کیهانی، مشکل منابع انفجار گاما، پالس های تابش کوتاه کوتاه، حدود یک بار در روز به زمین از جهت های مختلف می آید. برآوردهای اولیه از دور بودن آنها از صدها واحد نجومی (ده ها ساعت نور) تا صدها میلیون سال نوری بود. بر این اساس، گسترش در مدل ها نیز تحت تاثیر قرار گرفت - از کمیته نابودی از ضد ماده در حومه سیستم خورشیدی برای تکان دادن کل جهان از انفجار ستاره های نوترونی و تولد سوراخ های سفید. تا اواسط دهه 1990، بیش از صد توضیحات مختلف از ماهیت انفجار گاما پیشنهاد شد. در حال حاضر، زمانی که ما توانستیم فاصله را به منابع خود تخمین بزنیم، تنها دو مدل باقی مانده بود.

اما چگونه می توان فاصله را اندازه گیری کرد، اگر نه حاکم و نه پرتو یابنده به موضوع نمی رسد؟ روش Triangulation به نجات می رسد، به طور گسترده ای در زمین شناسی زمین های متعارف استفاده می شود. ما یک بخش از طول شناخته شده - پایه را انتخاب می کنیم، اندازه گیری از انتهای آن گوشه ها، که در آن نقطه برای یک یا چند مورد قابل مشاهده است، و سپس فرمول های مثلثاتی ساده، فاصله دلخواه را ارائه می دهند. هنگامی که ما از یک انتهای پایه به سمت دیگر حرکت می کنیم، جهت قابل مشاهده به نقطه تغییر می کند، آن را در برابر پس زمینه اشیاء دور حرکت می کند. این یک جابجایی همگانی یا pararallax نامیده می شود. ارزش آن کمتر از جسم است و بیشتر طول می کشد.

برای اندازه گیری فاصله به ستاره ها، شما باید بیشترین دسترسی را به پایه ستاره شناس داشته باشید برابر با قطر مدار زمین. تغییر همگانی مربوط به ستاره ها در آسمان (به شدت صحبت کردن، نیمی از آن) شروع به یک اختلاف منظر یک ساله کرد. او در حال تلاش برای اندازه گیری آن هنوز بی سر و صدا براگا بود، که ایده کوپرنیک را در چرخش زمین در اطراف خورشید دوست نداشت، و تصمیم گرفت آن را بررسی کند - Parallaxes همچنین حرکت حرکت مداری زمین را ثابت می کند. اندازه گیری ها دقت چشمگیر برای قرن XVI داشتند - حدود یک دقیقه قوس، اما برای اندازه گیری اختلاف منظر، که او خود را حدس زد و نتیجه گیری کرد که سیستم کوپرنیک نادرست بود.

خوشه های ستاره با استفاده از توالی اصلی تعیین می شوند

حمله بعدی به Pararallax، جیمز برادلی انگلیسی، مدیر آینده رصدخانه گرینویچ را در سال 1726 به دست آورد. در ابتدا، به نظر می رسید که او لبخند خوبی را لبخند زد: ستاره گاما Drakon انتخاب شده برای مشاهدات واقعا در اطراف موقعیت متوسط \u200b\u200bخود را با دامنه 20 ثانیه قوس تردید کرد. با این حال، جهت این جابجایی از پیش زمینه های مورد انتظار متمایز بود، و برادلی به زودی توضیح درست را یافت: نرخ حرکت زمین در مدار مدار در سرعت نور از ستاره، و جهت قابل رویت خود را تغییر می دهد. به طور مشابه، باران های باران دامنه ها را بر روی پنجره های اتوبوس ترک می کنند. این پدیده ای که نام انحراف سالانه را دریافت کرد، اولین اثبات مستقیم جنبش زمین در اطراف خورشید بود، اما هیچ ارتباطی با اختلاف منظر وجود نداشت.

فقط یک قرن بعد، دقت ابزار مصرف به سطح مورد نظر رسیده است. در اواخر دهه 1930 قرن نوزدهم، به گفته جان هرشل، "یک دیوار که با نفوذ به جهان دخالت می کرد، تقریبا به طور همزمان در سه مکان قرار داشت." در سال 1837، Vasily Yakovlevich Struve (در آن زمان، مدیر رصدخانه محکوم، و بعد - Pulkovskaya) منتشر شد pararallax Vegue اندازه گیری شده توسط او - 0.12 زاویه ای ثانیه. سال بعد، فریدریش ویلهلم بسل گزارش داد که ستاره های پارالوکس از 61 سان 61 برابر 0.3 است. و پس از یک سال دیگر، ستاره شناس اسکاتلند توماس ژاندار، که در نیمکره جنوبی در کیپ امیدوار بود، اختلاف منظر را در سیستم آلفا سنتوروا اندازه گیری کرد. 1.16 ". درست است که بعدا معلوم شد که این مقدار 1.5 برابر بیش از حد است و هیچ ستاره ای با pararallax برای بیش از 1 قوس دوم وجود ندارد.

برای فاصله های اندازه گیری شده توسط روش منظال، یک واحد ویژه طول معرفی شد - بخشی از ثانیه های صورتی، رایانه های شخصی. در یک پارسکا شامل 206،265 واحد نجومی یا 3.26 سال نوری است. این از چنین فاصله ای است که شعاع مدار زمین (1 واحد نجومی \u003d 149.5 میلیون کیلومتر) در زاویه 1 ثانیه قابل مشاهده است. برای تعیین فاصله تا ستاره در پارسکا، شما باید واحد را به پارالوکس خود در عرض چند ثانیه تقسیم کنید. به عنوان مثال، به نزدیک ترین سیستم ستاره Alpha Centaurus 1 / 0.76 \u003d 1.3 احزاب، یا 270 هزار واحد نجومی. هزار پارسک Kiloparskom (PDA)، یک میلیون پارسک - Megaparsecom (IPC)، میلیارد - GIGARASEKOM (GPC) نامیده می شود.

اندازه گیری گوشه های بسیار کوچک نیاز به پیچیدگی فنی و سرسختی بزرگ (به عنوان مثال، BESSEL بیش از 400 مشاهدات جداگانه ای از 61 SWAN را پردازش کرده است، اما پس از اولین پیشرفت، آن را آسان تر شد. تا سال 1890، Parallax ها قبلا توسط سه ده ستاره اندازه گیری شد و زمانی که عکس ها به طور گسترده ای در نجوم استفاده می شد، اندازه گیری دقیق از اختلاف منظر به طور گسترده ای به جریان اعمال شد. اندازه گیری اختلاف منظر تنها روش تعریف مستقیم فاصله به ستاره های فردی است. اما با مشاهدات زمینی، تداخل اتمسفری به روش همگانی اجازه نمی دهد تا فاصله های بیش از 100 عدد را اندازه گیری کند. برای جهان، این یک ارزش بسیار بزرگ نیست. ("این در اینجا دور نیست، یک صد، پاپک،" - همانطور که گفته می شود دست و پا گیر است.) جایی که روش های هندسی عبور می کنند، فوتومتریک به درآمد می رسد.

سوابق هندسی

در سال های اخیر، نتایج اندازه گیری فاصله ها به منابع بسیار جمع و جور انتشار رادیویی به طور فزاینده ای منتشر می شود. تابش آنها بر روی باند رادیویی قرار می گیرد، که به آنها اجازه می دهد آنها را بر روی اینترفرمتر های رادیویی مشاهده کنند که قادر به اندازه گیری مختصات اشیاء با دقت میکروسکوپ، غیر قابل دسترس در محدوده نوری که در آن ستاره ها مشاهده می شود، قابل دسترسی نیست. با تشکر از Maasers، روش های مثلثاتی را می توان نه تنها به اشیاء دور از کهکشان ما، بلکه همچنین به کهکشان های دیگر اعمال می شود. به عنوان مثال، در سال 2005، Andreas Brunthaler (Andreas Brunthaler، آلمان) و همکارانش فاصله را به Galaxy M33 (730 PDA) تعیین کردند، مقایسه جابجایی زاویه ای ماسک ها با سرعت چرخش این سیستم ستاره. یک سال بعد، Ye Zu (Ye Xu، PRC) با همکاران، روش پاراگراف کلاسیک را به منابع ماسر "محلی" برای اندازه گیری فاصله (2 PDAs) به یکی از آستین های مارپیچی کهکشان ما اندازه گیری کرد. شاید، J. Hernstina (ایالات متحده آمریکا) با همکاران موفق به حرکت بیشتر. ردیابی حرکت ماسک ها در دیسک تحریک در اطراف سیاه چاله در هسته Galaxy NGC 4258 فعال، ستاره شناسان تصمیم گرفتند که این سیستم از ما به فاصله 7.2 MPK برداشته شود. تا به امروز، این یک رکورد مطلق روش های هندسی است.

شمع های استاندارد ستاره شناسان

دورتر از ما منبع تابش، لاغر است. اگر شما می دانید که درخشندگی واقعی جسم، سپس با مقایسه آن با زرق و برق قابل مشاهده، می توانید فاصله را پیدا کنید. احتمالا اولین بار برای اعمال این ایده برای اندازه گیری فاصله به ستاره های گیگنها. در شب، او Sirius را تماشا کرد، و در طول روز، او درخشش خود را با یک سوراخ کوچک در صفحه، که خورشید را بسته بود، مقایسه کرد. با توجه به اندازه باز شدن به طوری که هر دو روشنایی همزمان می شود، و مقایسه مقادیر زاویه ای باز کردن و دیجیتال خورشیدی، به این نتیجه رسیدند که سیریوس از ما 27،664 برابر بیشتر از خورشید است. این 20 برابر کمتر از فاصله واقعی است. بخشی از این اشتباه با این واقعیت توضیح داده شد که سیریوس در واقع بسیار روشن تر از خورشید است و تا حدی - مشکل مقایسه درخشندگی حافظه.

پیشرفت در زمینه روش های فوتومتریک با ورود عکس ها در نجوم اتفاق افتاد. در ابتدای قرن بیست و یکم، رصدخانه کالج هاروارد یک کار بزرگ برای تعیین درخشندگی ستاره ها در فتوفلاکس بود. توجه ویژه به ستاره های متغیر پرداخت شد، درخشندگی آن نوسانات را تجربه می کند. در حال مطالعه ستاره های متغیر یک کلاس ویژه - Cepheida - در یک ابر کوچک ماژلان، هنریتا لویت متوجه شد که آنچه آنها روشن تر شده اند، دوره های بیشتری از نوسانات درخشندگی آنها: ستاره ها با دوره چند ده روز حدود 40 بار روشن تر بود از ستارگان با یک دوره سفارش روز.

از آنجا که تمام Cefeid Levitt در همان سیستم ستاره بود - یک ابر کوچک ماژلان، "ممکن بود فرض شود که آنها از ما در همان چیزی (هر چند ناشناخته) از بین رفته اند. بنابراین، تفاوت در درخشندگی قابل مشاهده آنها با تفاوت های واقعی در نورانی همراه است. این امر با استفاده از روش هندسی فاصله تا یک cefida به منظور محاسبه تمام وابستگی ها تعیین می شود و قادر به اندازه گیری دوره، تعیین درخشندگی واقعی هر CefIDA است، و فاصله ای از یک ستاره و یک سیستم ستاره ای وجود دارد که حاوی آن است سیستم ستاره

اما، متأسفانه، در مجاورت زمین هیچ Cefeide وجود ندارد. نزدیکترین آنها یک ستاره قطبی است که از خورشید خارج شده است، همانطور که اکنون می دانیم، در 130 عدد، یعنی، این است که برای اندازه گیری های پارالوکتیک زمین خارج شده است. این اجازه نمی داد که یک پل را به طور مستقیم از Parallaxs به Cepheidam پرتاب کند و اخترشناسان باید ساختار را نصب کنند، که در حال حاضر به طور قاطع به نام راه پله های فاصله ای نامیده می شود.

یک گام متوسط \u200b\u200bبر روی آن خوشه های ستاره ای پراکنده بود، از جمله چندین ده تا صدها ستاره همراه با کل زمان و محل تولد. اگر شما به نمودار درجه حرارت و نورپردازی تمام ستاره های خوشه اعمال می شود، اکثر نقاط بر روی یک خط شیب (دقیق تر، نوار) \u200b\u200bقرار می گیرند، که دنباله اصلی نامیده می شود. دمای با دقت بالا توسط طیف ستاره تعیین می شود، و درخشندگی - با درخشندگی قابل مشاهده و فاصله. اگر فاصله ناشناخته باشد، این واقعیت است که تمام ستاره های خوشه ها از ما تقریبا همانند ما حذف می شوند، به طوری که در انباشت، درخشش قابل مشاهده می تواند به عنوان یک معیار روشنایی استفاده شود.

از آنجا که ستاره ها در همه جا یکسان هستند، توالی اصلی تمام خوشه ها باید هماهنگ باشند. تفاوت ها تنها با این واقعیت مرتبط هستند که آنها در فاصله های مختلف هستند. اگر یک فاصله هندسی را به یکی از خوشه ها تعریف کنید، ما یاد خواهیم گرفت که چگونه دنباله اصلی واقعی به نظر می رسد، و سپس با مقایسه داده ها با آن در خوشه های دیگر، ما فاصله را به آنها تعیین می کنیم. این روش به نام "اتصالات اصلی" نامیده می شود. برای مدت زمان طولانی، Pleiades و Giads به مدت طولانی خدمت می کردند، فاصله ای که توسط اختلافات گروهی تعیین شد.

خوشبختانه برای استروفی فیزیک، در حدود دو ده ها خوشه پراکنده Cefeta را شناسایی کردند. بنابراین، اندازه گیری فاصله تا این خوشه ها با استفاده از توالی اصلی، شما می توانید "به راه پله" به Cefeid رسیدن، که در مرحله سوم آن است.

نقش شاخص فاصله CEFIDA بسیار راحت است: نسبتا بسیاری از آنها وجود دارد - آنها در هر کهکشان و حتی در هر خوشه توپ، و ستاره های غول پیکر پیدا خواهند شد، آنها برای اندازه گیری فاصله های بین گالوکسی بسیار روشن هستند. با تشکر از این، آنها بسیاری از epithets با صدای بلند، مانند "فانوس دریایی از جهان" و یا "جلیقه قطب از Astrophysics" به دست آوردند. Cefeid "خط" تا 20 IPCS گسترش می یابد - این حدود صد برابر اندازه کهکشان ما است. بعد، آنها دیگر حتی در قدرتمندترین ابزار مدرن متمایز نیستند و از مرحله چهارم نردبان فاصله صعود می کنند، شما نیاز به چیزی بوگگر دارید.

به حومه جهان

یکی از قوی ترین روش های اندازه گیری Extragalactic از فاصله، بر اساس منظم شناخته شده به عنوان نسبت طلای است - فیشر: Galaxy مارپیچ روشن تر، سریعتر آن را چرخش می دهد. هنگامی که کهکشان از رباط یا تحت تأثیر قابل توجهی قابل مشاهده است، نیمی از مواد آن به علت چرخش به ما نزدیک می شود و نیمی از آن حذف می شود، که منجر به گسترش خطوط طیفی به دلیل اثر داپلر می شود. بر اساس این گسترش، سرعت چرخش بر روی آن تعیین می شود - درخشندگی، و سپس از مقایسه با روشنایی قابل مشاهده - فاصله تا کهکشان. و، البته، کهکشان ها برای کالیبراسیون این روش مورد نیاز است، فاصله ای که قبلا توسط Cefeta اندازه گیری شده است. روش Talli - فیشر بسیار طولانی است و کهکشان ها را پوشش می دهد، که از ما برای صدها مگاپارک حذف شده است، اما این نیز دارای محدودیت است، زیرا که برای کهکشان های بیش از حد و ضعیف به اندازه کافی طیف کافی ندارند.

در طیف وسیعی از فاصله های کمی از فاصله، یکی دیگر از "شمع استاندارد" معتبر است - Supernova نوع IA. شیوع چنین ابزارهایی "همان نوع" انفجار حرارتی هسته ای از کوتوله های سفید با جرم کمی بالاتر از حد بحرانی (1.4 جرم خورشید) است. بنابراین، آنها هیچ دلیلی برای به میزان قابل توجهی در قدرت ندارند. مشاهدات چنین ابرنواختر در کهکشان های نزدیک، فاصله ای که می تواند توسط Cepheidam تعیین شود، به عنوان اگر این ثابت را تایید کند، به این ترتیب، انفجار های ترموونیک کیهانی به طور گسترده ای برای تعیین فاصله استفاده می شود. آنها حتی در میلیاردها پارس از ما قابل مشاهده هستند، اما آنها هرگز نمی دانند، فاصله ای که کهکشان قادر به اندازه گیری خواهد بود، زیرا پیش از آن ناشناخته است، جایی که ابرنواختر بعدی شکسته خواهد شد.

همچنین اجازه می دهد تا شما را به پیشبرد یک روش - جابجایی قرمز. داستان او، مانند تاریخ Cefeide، به طور همزمان از قرن بیستم شروع می شود. در سال 1915، آمریکایی Vesto Slutifer، مطالعه طیف های کهکشان ها، متوجه شد که در بسیاری از آنها خطوط در چهره قرمز نسبت به موقعیت "آزمایشگاه" تغییر می کنند. در سال 1924، کارل ویررتز آلمان، توجه داشت که این جابجایی قوی تر از ابعاد زاویه ای کمتر از کهکشان است. با این حال، تنها ادوینا هابل موفق به کاهش این داده ها در یک تصویر واحد در سال 1929 شد. با توجه به اثر داپلر، تغییر قرمز خطوط در طیف به این معنی است که جسم از ما حذف شده است. مقایسه طیف های کهکشان ها با فاصله ای به آنها، تعیین شده توسط Cefeidam، هابل فرموله شده قانون: میزان حذف کهکشان متناسب با فاصله تا فاصله است. ضریب تناسب در این نسبت به نام هابل ثابت بود.

بنابراین، گسترش جهان باز شد، و همراه با او امکان تعیین فاصله به کهکشان ها در طیف های خود را، البته، با توجه به اینکه ثابت هابل به برخی از "قوانین" گره خورده است. Hubble خود را با یک خطا تقریبا یک مرتبه از مقدار، که تنها در اواسط دهه 1940 امکان پذیر بود، انجام داد، زمانی که معلوم شد که Cefeide به چندین نوع با نسبت های مختلف "دوره - نورانی" تقسیم شده است. کالیبراسیون بر اساس "کلاسیک" cefete دوباره بود، و تنها پس از آن مقدار هابل ثابت نزدیک به برآوردهای مدرن شد: 50 تا 100 کیلومتر بر ثانیه در هر مگاپارسک فاصله تا کهکشان.

در حال حاضر جابجایی های قرمز، فاصله را به کهکشان ها از ایالات متحده در هر هزار مگاپارک حذف می کنند. درست است، در megaparseca این فاصله ها تنها مقالات محبوب را نشان می دهد. واقعیت این است که آنها به تکامل جهان بستگی دارد که در محاسبات به تصویب رسیده است و علاوه بر این، در فضای گسترش بسیار روشن نیست، چه چیزی در ذهن دارد: یکی که در آن یک کهکشان در زمان انتشار تابش وجود دارد، یا آنچه که در آن زمان پذیرش آن بر روی زمین قرار دارد، یا فاصله ای که از طریق نور سفر می شود، در راه از نقطه شروع به فینال قرار دارد. بنابراین، ستاره شناسان ترجیح می دهند که اشیاء دور را فقط به طور مستقیم میزان قابل توجهی از جابجایی قرمز نشان دهند بدون ترجمه آن به مگا سایت.

تعصب قرمز تنها روش برای تخمین فاصله "کیهان شناسی" فاصله قابل مقایسه با "اندازه جهان"، و در عین حال، شاید بیشتر تکنیک های عظیم است. در ژوئیه 2007، فهرستی از جابجایی های قرمز 77 418 767 کهکشان منتشر شد. درست است، هنگامی که آن را ایجاد می کند، یک روش خودکار ساده ای برای تجزیه و تحلیل طیف ها استفاده شد و بنابراین اشتباهات را می توان به برخی از مقادیر منتقل کرد.

بازی گروهی

روش های اندازه گیری هندسی فاصله های فاصله ای با یک منظر یک ساله خسته نمی شود، که در آن جابجایی زاویه ای قابل مشاهده ستاره ها با حرکات زمین در مدار مقایسه می شود. رویکرد دیگر بر حرکت خورشید و ستاره نسبت به یکدیگر متکی است. تصور کنید یک خوشه ستاره ای که توسط خورشید پرواز می کند. با توجه به قوانین چشم انداز، مسیرهای قابل مشاهده از ستارگان خود، مانند ریل در افق، در یک نقطه - تابشی همگرا می شوند. موقعیت او نشان می دهد که خوشه به پرتو نگاه می کند. دانستن این زاویه، شما می توانید حرکت ستاره های خوشه را به دو جزء - در امتداد اشعه ای از دید و عمود بر او در حوزه آسمانی تجزیه کنید و نسبت آنها را تعیین کنید. سرعت تابش ستاره ها در کیلومتر در هر ثانیه با توجه به اثر داپلر اندازه گیری می شود و با توجه به نسبت، آنها پیش بینی سرعت به آسمان را محاسبه می کنند - همچنین در کیلومتر در هر ثانیه محاسبه می شود. باقی مانده است برای مقایسه این سرعت خطی ستاره ها با گوشه تعریف شده با توجه به نتایج مشاهدات چند ساله - و فاصله شناخته خواهد شد! این روش تا چند صد پارسکا کار می کند، اما تنها به خوشه های ستاره ای قابل استفاده است و بنابراین روش اختلاف منظر گروه نامیده می شود. این همان چیزی است که اولین فاصله را به GIAD و PLIAD اندازه گیری کرد.

پایین پله های پیشرو

با ساخت پله های ما به حومه های جهان، ما در مورد پایه ای که او در آن استراحت می کند، سکوت می کنیم. در همین حال، روش اختلاف منظر، فاصله را در مترجم قرار می دهد، بلکه در واحدهای نجومی، یعنی، در شعاع مدار زمین، ارزش آن نیز توانست از فورا تعیین کند. بنابراین به عقب نگاه کنید و به پایین پله های فواصل کیهانی به زمین بروید.

احتمالا اولین فرار از خورشید سعی کرد Aristarh Samos را تعیین کند، که سیستم هلیکونتریک جهان را برای یک و نیم هزار سال قبل از کوپرنیک پیشنهاد کرد. معلوم شد که خورشید 20 برابر بیشتر از ماه ما بود. این ارزیابی، همانطور که در حال حاضر می دانیم، 20 بار کاهش یافته است، به دوران کپلر می رسد. اگرچه او خود واحد نجومی را اندازه گیری نمی کرد، اما قبلا اشاره کرد که خورشید باید خیلی بیشتر از آن باشد که او Aistarkh (و پس از او همه ستاره شناسان دیگر) را در نظر بگیرد.

اولین برآورد بیشتر یا کمتر قابل قبول از فاصله از زمین به خورشید توسط ژان دومینیک کاسینی و ژان ریش دریافت شد. در سال 1672، در طی مقابله مریخ، موقعیت خود را در زمینه ستاره ها در همان زمان از پاریس (کاسینی) و کاین (ریش) اندازه گیری کردند. فاصله از فرانسه به گویان فرانسه به عنوان پایه مثلث منظره ای خدمت کرده است که از آن فاصله به مریخ را تعیین می کنند و سپس با توجه به معادلات مکانیک آسمانی آنها یک واحد نجومی را محاسبه کرده اند، که ارزش 140 میلیون کیلومتر را دریافت کرده است.

در طول دو قرن آینده، ابزار اصلی تعیین مقیاس منظومه شمسی، عبور زهره روی دیسک خورشید بود. تماشای آنها را در همان زمان از نقاط مختلف جهان، شما می توانید فاصله را از زمین به ونوس محاسبه کنید، و از اینجا تمام فاصله های دیگر در منظومه شمسی. در قرن های XVIII-XIX، این پدیده چهار بار مشاهده شد: در سال 1761، 1769، 1874 و 1882. این مشاهدات به یکی از اولین پروژه های علمی بین المللی تبدیل شده است. اکسپدیشن های بزرگ در مقیاس مجهز شده بودند (جیمز کوک مشهور مجهز به یک سفر انگلیسی بود)، ایستگاه های مشاهدات ویژه ایجاد شد ... و اگر در اواخر قرن نوزدهم، روسیه، دانشمند فرانسه را فرصتی برای مشاهده گذر از قلمرو خود فراهم کرد (از Tobolsk)، سپس در سال 1874 و 1882، دانشمندان روسیه قبلا نقش مهمی در تحقیق گرفته اند. متأسفانه، پیچیدگی استثنایی مشاهدات منجر به اختلاف قابل توجهی در تخمین های واحد نجومی شد - از حدود 147 تا 153 میلیون کیلومتر. ارزش قابل اعتماد تر 149.5 میلیون کیلومتر است - تنها در قرن ها قرنیه های XIX-XX در مشاهدات سیارک ها به دست آمد. و در نهایت، باید به خاطر داشته باشیم که نتایج تمام این اندازه گیری ها بر دانش طول پایه، در نقش آن، زمانی که اندازه گیری واحد نجومی، شعاع زمین انجام شد، تکیه کرد. بنابراین، در نهایت، پایه فضا فواصل پله ها توسط ژئودزست ها گذاشته شد.

تنها در نیمه دوم قرن بیستم، دانشمندان دارای روش های اساسا جدید برای تعیین فاصله های کیهانی - لیزر و رادار هستند. آنها به صدها هزار بار اجازه دادند تا دقت اندازه گیری ها را در منظومه شمسی افزایش دهند. خطای رادار برای مریخ و زهره چند متر است و فاصله تا بازتابنده های گوشه ای که بر روی ماه نصب شده اند، با دقت سانتی متر اندازه گیری می شود. ارزش یک واحد نجومی برای امروز 149،597،870،691 متر است.

سرنوشت سخت "Hippark"

بنابراین پیشرفت رادیکال در اندازه گیری واحد نجومی، به روش جدید، مسئله فاصله را به ستاره ها مطرح کرد. دقت تعیین اختلاف منظر، فضای زمین را محدود می کند. بنابراین، در دهه 1960، یک ایده برای برداشتن یک ابزار زاویه ای به فضا شد. این در سال 1989 با راه اندازی ماهواره ای آسترومتری اروپا "Hipparch" تحقق یافت. این نام ثابت شده است، اگر چه به طور رسمی و نه کاملا ترجمه صحیح از نام انگلیسی Hipparcos، که کاهش از ماهواره جمع آوری پالاکس با دقت بالا ("ماهواره برای جمع آوری اختلاف منظر بالا") است و با نوشتن زبان انگلیسی همخوانی ندارد نام ستاره شناس معروف یونان باستان - هیپارچوس، نویسنده کاتالوگ ستاره اول.

سازندگان ماهواره خود را یک وظیفه بسیار جاه طلبانه قرار دادند: برای اندازه گیری اختلاف منظر بیش از 100 هزار ستاره با دقت میلی ثانیه، یعنی "رسیدن به ستاره های واقع در صدها پارس از زمین. لازم بود فاصله را به چندین خوشه ستاره پراکنده، به ویژه GIAD و PLIAD اصلاح کنیم. اما اصلی ترین چیز، توانایی "پرش بیش از مرحله" ظاهر شد، به طور مستقیم اندازه گیری فاصله تا خود Cefeid.

این اکسپدیشن با مشکل شروع شد. به دلیل شکست در واحد شتاب، "Hipparch" به مدار جغرافیایی تخمین زده نشد و بر روی مسیر متوسط \u200b\u200bشدید دراز مدت باقی ماند. متخصصان آژانس فضایی اروپا همچنان موفق به مقابله با این وضعیت شدند، و تلسکوپ استرومتری مداری به مدت 4 سال کار کرد. پردازش نتایج هنوز هم ادامه داشت و در سال 1997 یک کاتالوگ ستاره با Parallax ها و حرکات خود 118،128 218، از جمله حدود دو صد Cefeid منتشر شد.

متأسفانه، در تعدادی از سوالات، وضوح مطلوب مطرح نشد. غیر قابل درک ترین معلوم شد که نتیجه آن برای PLEIAD بود - فرض بر این فرض شد که "Hipparch" فاصله را روشن می کند، که قبلا در 130-135 پارس تخمین زده شده است، اما در عمل معلوم شد که "Hipparch" با به دست آوردن ارزش اصلاح شد تنها 118 پارس. پذیرش ارزش جدید نیاز به تنظیمات به تئوری تکامل ستاره ها و مقیاس فاصله های بین گالوانیزه دارد. این یک مشکل جدی برای استروفی فیزیک تبدیل شده است، و فاصله تا PLEIAD شروع به دقت بررسی کرد. تا سال 2004، گروه های متعددی از روش های مستقل تخمین زده شده از فاصله تا انباشت در محدوده 132 تا 139 عدد. صدای الهام گرفته از فرضیه هایی بود که پیامدهای نتیجه گیری ماهواره ای در مدار اشتباه به طور کامل حذف نمی شد. بنابراین، سوال تمام پارارالکز های اندازه گیری شده توسط او به طور کلی تعیین شد.

تیم "Hipparch" مجبور شد متوجه شود که نتایج اندازه گیری به طور کلی دقیق است، اما ممکن است نیاز به پردازش مجدد داشته باشد. واقعیت این است که در آستانه کیهانی، Parallax ها به طور مستقیم اندازه گیری نمی شوند. در عوض، "Hipparch" برای چهار سال یک بار در طول زمان، زوایای بین جفت های بخار متعدد را اندازه گیری کرد. این زاویه ها به علت جابجایی همگانی و به دلیل حرکات خود از ستاره ها در فضا تغییر می کنند. به "بیرون کشیدن" از مشاهدات دقیقا مقادیر اختلاف منظر، پردازش ریاضی پیچیده مورد نیاز است. در اینجا باید آن را تکرار کند. نتایج جدید در پایان سپتامبر 2007 منتشر شد، اما هنوز مشخص نیست که وضعیت بهبود یافته است.

اما این مشکل "hippark" خسته نیست. پارالوکس های Cefeide تعریف شده توسط آنها به اندازه کافی دقیق برای کالیبراسیون اعتماد به نفس "دوره لمینیت" دقیق نیست. بنابراین، ماهواره نمی تواند حل شود و چالش دوم قبل از او ایستاده است. بنابراین، چندین پروژه جدید از آشکار سازی کیهانی در حال حاضر در جهان مورد توجه قرار گرفته است. نزدیک به پیاده سازی، پروژه اروپایی "Guy" (Gaia)، راه اندازی آن برای سال 2012 برنامه ریزی شده است. اصل عمل او همانند "hippark" است - اندازه گیری های چندگانه زاویه بین جفت های بخار. با این حال، به لطف اپتیک های قدرتمند، قادر خواهد بود به طور قابل توجهی بیشتر از اشیاء خسته کننده ترسیم، و استفاده از روش تداخل سنجی دقت اندازه گیری زاویه به دوازده میکروسکوپ های قوس را افزایش می دهد. فرض بر این است که "Guya" قادر به اندازه گیری فاصله Kiloparskit با خطای بیش از 20٪ خواهد بود و برای چندین سال عملیات، موقعیت های حدود یک میلیارد امکانات را تعیین می کند. بنابراین، یک نقشه سه بعدی بخش قابل توجهی از کهکشان ساخته خواهد شد.

جهان ارسطو در 9 فاصله از زمین به خورشید به پایان رسید. کوپرنیکوس معتقد بود که ستاره ها 1000 برابر بیشتر از خورشید بودند. Pararalxes حتی نزدیک ترین ستاره ها را در سال های سبک قرار داد. در ابتدای قرن بیست و یکم، ستاره شناس آمریکایی هالو با کمک Cefeide زمزمه کرد که جنبش کهکشان (که او با جهان شناخته شده بود) با ده ها هزار سال نوری اندازه گیری می شود، و به لطف هابل مرز جهان، اندازه گیری می شود به چندین گیگرهسک گسترش یافته است. چگونه در نهایت آنها ثابت می شوند؟

البته، در هر مرحله از نوارهای نردبان، اشتباهات بزرگ یا کوچکتر خود را بوجود می آیند، اما به طور کلی مقیاس جهان به خوبی تعریف شده است، توسط روش های مختلف مورد آزمایش قرار می گیرد که به یکدیگر وابسته نیستند و به یک تصویر توافق شده اضافه می شوند . بنابراین مرزهای مدرن جهان به نظر غیر قابل انعطاف است. با این حال، این بدان معنا نیست که یک روز ما نمی خواهیم فاصله را از آن به برخی از جهان های نزدیک اندازه گیری کنیم!

مطمئنا، شنیدن در برخی از ستیزه جویان فوق العاده بیان یک LA "به تاتینا بیست سال های نور"بسیاری از مسائل طبیعی تعجب می کنند. برخی از آنها:

آیا زمان نیست؟

پس چه چیزی است سال روشن?

چند کیلومتر در آن؟

برای چقدر غلبه بر سال روشن سفینه فضایی S. زمین?

امروز من تصمیم گرفتم به توضیح معنای این واحد اندازه گیری اختصاص دهم، آن را با کیلومتر آشنا و تظاهرات مقیاس که عمل می کند، اختصاص داده است کائنات.

مسابقه مجازی

تصور کنید یک فرد، به نقض همه قوانین که در بزرگراه با سرعت 250 کیلومتر / ساعت حمل می شود. در عرض دو ساعت آن را به 500 کیلومتر برطرف خواهد شد، و برای چهار نفر - به عنوان 1000. اگر، البته، آن را در روند شکستن نیست ...

به نظر می رسد که این سرعت! اما به منظور گرم کردن کل جهان (≈ 40،000 کیلومتر)، سوار ما 40 برابر زمان بیشتری نیاز دارد. و این در حال حاضر 4 × 40 \u003d 160 ساعت است. یا تقریبا یک هفته تمام رانندگی مداوم!

در نتیجه، با این حال، ما نمی گوییم که او 40،000،000 متر را بر عهده دارد. از آنجایی که تنبلی همیشه ما را مجبور به اختراع و استفاده از واحدهای جایگزین کوتاه تر اندازه گیری کرد.

حد.

از شجاعت مدرسه فیزیک، هر کس باید شناخته شود که سریع ترین سوار شدن در کائنات - سبک. در یک ثانیه، پرتو او فاصله حدود 300،000 کیلومتر و جهان را برطرف می کند، بنابراین او در 0.134 ثانیه گرم خواهد شد. این 4،298،507 برابر سریعتر از مسابقه مجازی ما است!

از جانب زمین قبل از ماه نور به طور متوسط \u200b\u200b1.25 ثانیه، به آفتاب. اشعه اش ری خود باید کمی بیش از 8 دقیقه باشد.

بالاتر، آیا این نیست؟ اما وجود سرعت، سرعت بالا نور ثابت شده است. بنابراین، دانشمند تصمیم گرفته است که منطقی باشد که مقیاس فضایی را در واحدهای اندازه گیری کند، که برای فواصل زمانی خاص، موج رادیویی را می گذراند (به طور خاص، به ویژه، و IS).

فاصله ها.

به این ترتیب، سال روشن - هیچ چیز دیگری مانند فاصله ای که پرتو نور بر روی یک سال است. در مقیاس های بین ستاره ای، از واحدهای فاصله کوچکتر استفاده کنید، بسیار حساس نیست. و در عین حال آنها هستند. در اینجا مقادیر تقریبی آنها وجود دارد:

1 نور دوم ≈ 300،000 کیلومتر؛

1 دقیقه نور ≈ 18،000،000 کیلومتر؛

1 ساعت نور ≈ 1،080،000،000 کیلومتر؛

1 روز نور ≈ 26،000،000،000 کیلومتر؛

1 هفته نور ≈ 181،000،000،000 کیلومتر؛

1 ماه نور ≈ 790،000،000،000 کیلومتر.

و در حال حاضر، به طوری که شما درک می کنید که اعداد از آن آمده است، ما محاسبه آنچه برابر با یکی است سال روشن.

در سال، 365 روز، در روز 24 ساعت، در یک ساعت 60 دقیقه، و یک دقیقه از 60 ثانیه. بنابراین، سال شامل 365 x 24 x 60 x 60 \u003d 31،536،000 ثانیه است. در یک ثانیه، نور 300،000 کیلومتر طول می کشد. در نتیجه، در طول سال، اشعه آن از فاصله 31 536،000 x 300 000 \u003d 9،460،800،000،000 کیلومتر غلبه خواهد کرد.

این شماره خوانده شده مانند این است: نه تریلیون، چهارصد شصت میلیارد و هشتصد میلیون کیلومتر

البته، ارزش دقیق سال روشن کمی متفاوت از محاسبه شده توسط ما. اما هنگام توصیف فاصله ها به ستارگان در مقالات علمی و محبوب، بالاترین دقت در اصل مورد نیاز نیست و صد نفر دیگر میلیون کیلومتر در اینجا نقش خاصی ندارند.

و اکنون ما آزمایش های ذهنی خود را ادامه خواهیم داد ...

مقیاس

فرض کنید که مدرن سفینه فضایی برگها سیستم آفتابی با نرخ سوم فضا (≈ 16.7 کیلومتر بر ثانیه). اولین سال روشن او برای 18000 سال غلبه خواهد کرد!

4,36 سال های نور به نزدیکترین سیستم ستاره ای به ما ( alpha centaurusتصویر را در ابتدا ببینید) آن را حدود 78 هزار سال برطرف خواهد کرد!

ما راه شیری کهکشانداشتن حدود 100،000 قطر سال های نوراو بیش از 1 میلیارد 780 میلیون سال صلیب خواهد کرد.

و نزدیک به ما بزرگ است کهکشان ها, سفینه فضایی Domestick تنها پس از 36 میلیارد سال ...

اینها کیک هستند اما در تئوری حتی کائنات تنها 16 میلیارد سال پیش وجود داشت ...

و در نهایت ...

مقیاس کیهانی را می توان شروع به شگفت زده کرد حتی بدون رفتن فراتر از آن منظومه شمسی، چون خودش بسیار بزرگ است. بسیار خوب و به وضوح آن را نشان داد، به عنوان مثال، سازندگان این پروژه اگر ماه بود فقط 1 پیکسل (اگر ماه فقط یک پیکسل بود): http://joshworth.com/dev/pixelspace/pixelspace_solarsysstem.html.

در این من، شاید مقاله امروز را تکمیل کنم. تمام سوالات، نظرات و خواسته های شما خوشحال است که در نظرات تحت آن خوش آمدید.

ستاره ها رایج ترین نوع بدن آسمانی در جهان هستند. ستاره ها تا ارزش ستاره ششم حدود 6000 نفر هستند، تا حداکثر تعداد ستاره ای در حدود یک میلیون، و به میزان 21 ستاره آنها در کل آسمان حدود 2 میلیارد دلار است.

همه آنها، مانند خورشید، توپ های گاز خود را از دست می دهند، در عمق آن انرژی عظیم متمایز است. با این حال، ستاره ها حتی در قوی ترین تلسکوپ ها به عنوان نقاط درخشان قابل مشاهده هستند، زیرا آنها بسیار دور از ما هستند.

1. یک ساله اختلاف منظر و فاصله به ستاره ها

شعاع زمین به نظر می رسد بیش از حد کوچک است به عنوان پایه ای برای اندازه گیری ستاره های همگانی افست و تعیین فاصله به آنها. در زمان کوپرنیک، روشن بود که اگر زمین واقعا در اطراف خورشید تبدیل شود، موقعیت های قابل رویت ستاره ها در آسمان باید تغییر کند. برای شش ماه، زمین به قطر مدار آن حرکت می کند. دستورالعمل های ستاره ای از نقاط مخالف این مدار باید متفاوت باشد. به عبارت دیگر، ستاره ها باید به پارالوکس یک ساله قابل توجه باشند (شکل 72).

پاراگراف یک ساله ستاره ρ، زاویه ای را که از ستاره زیر آن از ستاره دیده می شود، می توان دید که بخش بزرگی از مدار زمین (برابر با 1 یا 1 یا. E.) دیده می شود، اگر عمود بر روی پرتو منظره باشد.

بیشتر فاصله d به ستاره، کمتر اختلاف منظر خود را. جابجایی همبستگی موقعیت ستاره در آسمان در طول سال در یک بیضی کوچک یا یک دایره رخ می دهد اگر ستاره در قطب اکلیپتیک باشد (نگاه کنید به شکل 72).

Copernicus سعی کرد، اما نمی توانست ستاره های پارالاکس را تشخیص دهد. او به درستی استدلال کرد که ستاره ها خیلی دور از زمین بودند، به طوری که دستگاه ها وجود داشتند، می توانستند جابجایی همگانی خود را متوجه شوند.

برای اولین بار، اندازه گیری قابل اعتماد از اختلاف منظر یک ساله، ستارگان Veks موفق به پیاده سازی در سال 1837 شدند. آکادمی روسی V. Ya. Struve. تقریبا به طور همزمان با او در سایر کشورها، اختلافات دو منظر توسط دو ستاره شناسایی شد، یکی از آنها α سانتیمایی بود. این ستاره، که در اتحاد جماهیر شوروی قابل مشاهده نیست، معلوم شد نزدیک به ما، یک سال اختلاف یک ساله ρ \u003d 0.75 است. "تحت چنین زاویه ای، چشم غیر مسلح با ضخامت 1 میلی متر از فاصله 280 برابر قابل مشاهده است م

فاصله تا ستاره جایی که یک نیمه محور بزرگ مدار زمین است. در زاویه های کوچک اگر P در ثانیه قوس بیان شده است. سپس، اتخاذ a \u003d 1 a. e، من دریافت می کنم:

فاصله تا نزدیکترین ستاره α centaurus d \u003d 206 265 ": 0.75" \u003d 270،000 a. e نور این فاصله را در 4 سال گذراند، در حالی که از خورشید به زمین می رسد، تنها 8 دقیقه و حدود 1 ثانیه از ماه می رود.

فاصله ای که نور در طول سال عبور می کند، سال نوره نامیده می شود. این واحد برای اندازه گیری فاصله همراه با Parcember (PC) استفاده می شود.

پارسک فاصله ای است که بخش بزرگی از مدار زمین، عمود بر روی پرتو دید، در زاویه 1 "قابل مشاهده است.

فاصله در پارسکا برابر با ارزش معکوس یک پاراگراف یک ساله است که در قوس دوم بیان شده است. به عنوان مثال، فاصله تا ستاره α centaurion 0.75 "(3/4") یا 4/3 از کامپیوتر است.

1 Parsec \u003d 3.26 سال نورم \u003d 206 265 a. e \u003d 3 * 10 13 کیلومتر.

در حال حاضر، اندازه گیری اختلاف منظر یک ساله، راه اصلی در تعیین فاصله به ستاره ها است. پارالاکس ها برای ستارگان بسیار زیاد اندازه گیری می شوند.

اندازه گیری اختلاف منظر یک ساله را می توان به طور قابل اعتماد از فاصله به ستاره هایی که 100 عدد یا 300 سال نوری هستند تنظیم می کنند.

چرا نمیتوانم دقیق اختلاف منظر سالانه بیش از ستاره های دور را اندازه گیری کنم؟

فاصله تا ستاره های دور بیشتر در حال حاضر توسط روش های دیگر تعیین می شود (نگاه کنید به بند 25.1).

2. ارزش ستاره ای قابل مشاهده و مطلق

درخشندگی ستارگان. پس از آنکه ستاره شناسان فرصتی برای تعیین فاصله را به ستاره ها دریافت کردند، متوجه شدند که ستاره ها از روشنایی قابل مشاهده نه تنها به دلیل تفاوت در فاصله به آنها متفاوت است، بلکه به دلیل تفاوت در آنها لامپ.

درخشندگی ستاره L، قدرت تابش انرژی نور نسبت به قدرت تابش خورشید نامیده می شود.

اگر دو ستاره همان نوبت داشته باشند، ستاره ای که بیشتر از ما است، دارای روشنایی قابل ملاحظه ای کوچکتر است. شما می توانید ستاره های ستاره ای ستاره را فقط در صورتی که روشنایی قابل مشاهده (ارزش ستاره ای) را برای همان فاصله استاندارد محاسبه کنید، مقایسه کنید. در چنین فاصله ای در نجوم، 10 عدد در نظر گرفته می شود.

ارزش ستاره ای قابل مشاهده است که ستاره تا به حال از ما بود که از ما در فاصله استاندارد D 0 \u003d 10 PC بود، نام ستاره مطلق بزرگ M بود.

نسبت کمی نسبت به مقادیر قابل مشاهده و مطلق ستاره را در یک فاصله شناخته شده به آن (یا اختلاف منظر آن) در نظر بگیرید. ابتدا به یاد بیاورید که تفاوت در مقادیر 5 ستاره مربوط به تفاوت در روشنایی دقیقا 100 بار است. در نتیجه، تفاوت مقادیر ستاره ای قابل مشاهده دو منبع برابر با یک است، زمانی که یکی از آنها دقیق تر از دیگری در زمان (این مقدار تقریبا برابر با 2.512 است). روشن تر از منبع، ارزش ستاره ای ظاهری کمتر در نظر گرفته می شود. به طور کلی، رابطه روشنایی قابل مشاهده دو ستاره ای 1: I 2 با تفاوت بین مقادیر ستاره ای قابل مشاهده، M 1 و M 2 با نسبت ساده همراه است:

اجازه دهید m مقدار ستاره قابل مشاهده ستاره در فاصله D باشد. اگر از فاصله D 0 \u003d 10 PC مشاهده شد، مقدار ستاره قابل مشاهده آن M 0 به وضوح برابر با ستاره مطلق M بود. سپس آن را آشکار می شود روشنایی تغییر می کند

در عین حال، شناخته شده است که روشنایی ظاهری ستاره به طور معکوس متناسب با مربع فاصله تا آن است. از این رو

(2)

از این رو،

(3)

لگاریتم این عبارت، پیدا کردن:

(4)

جایی که P در ثانیه قوس بیان شده است.

این فرمول ها ارزش ستاره ای مطلق M را بر اساس شناخته شده ارائه می دهند بزرگ ستاره قابل مشاهده استمتر در فاصله واقعی به ستاره D. خورشید ما از فاصله 10 عدد به طور تقریبی به عنوان یک ستاره از 5 ستاره قابل مشاهده است، I.E. برای خورشید m ≈5.

دانستن یک مقدار ستاره مطلق یک ستاره، آسان است برای محاسبه نور آن Lumber L. با توجه به نور خورشید L \u003d 1، با تعریف درخشندگی آن را می توان آن را نوشته شده است

مقادیر M و L در واحدهای مختلف، قدرت تابش ستاره را بیان می کنند.

ستاره های مطالعه نشان می دهد که ممکن است در ده ها میلیارد بار متفاوت باشد. در ارزش های ستاره ای، این تمایز به 26 واحد می رسد.

مقادیر مطلقستاره های درخشندگی بسیار بالا منفی هستند و به m \u003d -9 رسیده اند. چنین ستارگان غول ها و سرپرستان نامیده می شوند. تابش ماهی طلای ستاره ای قوی تر از تابش خورشید 500،000 بار، نورپردازی آن 500،000، کوچکترین قدرت تابش دارای کوتوله با m \u003d + 17 (l \u003d 0.000013) است.

به منظور درک علل تفاوت های قابل توجهی در درخشندگی ستاره ها، لازم است که ویژگی های دیگر را که می توان بر اساس تجزیه و تحلیل تابش تعیین کرد، مورد توجه قرار گیرد.

3. رنگ، طیف و درجه حرارت

در طول مشاهدات، شما به این واقعیت توجه کردید که ستاره ها دارای رنگ های متفاوت هستند، روشن ترین آنها. رنگ بدن گرم، از جمله ستاره ها، به دمای آن بستگی دارد. این باعث می شود که دمای توزیع انرژی در طیف مداوم آنها تعیین شود.

رنگ و طیف وسیعی از ستاره ها با دمای آنها همراه است. در ستاره های نسبتا سرد، تابش در منطقه طیف قرمز، به همین دلیل است که آنها رنگ قرمز دارند. درجه حرارت ستاره های قرمز کم است. هنگامی که از ستاره های قرمز به نارنجی حرکت می کند، به طور پیوسته رشد می کند، سپس به زرد، زرد، سفید و آبی. طیف ستاره ها بسیار متنوع هستند. آنها به کلاس ها تقسیم می شوند، که توسط حروف و اعداد لاتین مشخص شده اند (به عقب به عقب مراجعه کنید). در طیف ستاره های قرمز سرد کلاس Mبا دمای حدود 3000 کیلوگرم، باند جذب ساده ترین مولکول های دیاتومیک قابل مشاهده است، اغلب اکسید تیتانیوم. در طیف های دیگر ستاره های قرمز، اکسید کربن یا زیرکونیوم تحت سلطه قرار می گیرند. ستاره های قرمز از اولین اندازه کلاس M - انسداد, بختیار.

در طیف ستاره های زرد کلاس Gبه کدام خورشید (با دمای 6000 کیلوگرم در سطح متعلق به آن)، خطوط نازک فلزی غالب می شوند: آهن، کلسیم، سدیم و غیره ستاره نوع خورشید در طول طیف، رنگ و دما یک کلیسای روشن در صورت فلکی است نعوظ

در طیف ستاره های سفید کلاس aمانند Sirius، Vega و Cenget، قوی ترین خط هیدروژن. بسیاری از خطوط ضعیف فلزات یونیزه وجود دارد. دمای این ستاره ها حدود 10،000 K است.

در طیف های داغترین ستاره های آبیبا درجه حرارت حدود 30،000 K خط قابل مشاهده از هلیوم خنثی و یونیزه شده است.

دمای بیشتر ستارگان در محدوده 3000 تا 30،000 K هستند. چند درجه حرارت حدود 100،000 K.

بنابراین، طیف های ستاره ها بسیار متفاوت از یکدیگر هستند و می توان ترکیب شیمیایی و دمای اتمسفر ستاره را تعیین کرد. مطالعه طیف ها نشان داد که هیدروژن و هلیوم در اتمسفر همه ستاره ها غالب هستند.

تفاوت در طیف های ستاره توضیح داده شده است که بسیار متنوع از ترکیب شیمیایی خود را، چقدر تفاوت در درجه حرارت و سایر شرایط فیزیکی در فضای ستاره وجود دارد. در دماهای بالا، مولکول ها به اتم ها نابود می شوند. با درجه حرارت حتی بالاتر، اتم های با دوام کمتر تخریب می شوند، آنها به یون ها تبدیل می شوند و الکترون ها را از دست می دهند. اتم های یونیزه از بسیاری از عناصر شیمیایی، و همچنین اتم های خنثی، انتشار و جذب انرژی از طول موج های خاص. با مقایسه شدت خطوط جذب اتم ها و یونهای همان عنصر شیمیایی، مقدار نسبی آنها از لحاظ نظری تعیین می شود. این یک تابع از درجه حرارت است. بنابراین، در خطوط تاریک طیف ستاره، دمای اتمسفر آنها می تواند تعیین شود.

ستاره های همان درجه حرارت و رنگ، اما طیف های درخشندگی تفاوت به طور کلی یکسان هستند، با این حال، آن را می توان در شدت نسبی برخی از خطوط دیده می شود. این به خاطر این واقعیت است که در همان دما، فشار در اتمسفر آنها متفاوت است. به عنوان مثال، در اتمسفر ستاره ها غول ها، فشار کمتر است، آنها سریع هستند. اگر این وابستگی را به صورت گرافیکی بیان کنید، سپس بر شدت خطوط شما می توانید مقدار مطلق ستاره را پیدا کنید، و سپس با فرمول (4) فاصله را تعیین کنید.

یک مثال از حل مشکل

یک وظیفه. درخشندگی ستاره ζ Scorpion، اگر مقدار ستاره ای قابل مشاهده 3 و فاصله آن 7500 SV باشد. سال ها؟

ورزش 20

1. چند بار سیریوس روشن تر از آلدباران است؟ خورشید روشن تر از سیریوس؟

2. یک ستاره روشن تر از 16 بار دیگر. تفاوت بین مقادیر ستاره آنها چیست؟

3. Pararallax Vegue 0.11 ". چقدر نور از آن به زمین می رود؟

4. چند سال باید به سمت صورت فلکی لیرا با سرعت 30 کیلومتر بر ثانیه پرواز کند، به طوری که وگا دو برابر نزدیک است؟

5. چند بار ستاره 3.4 ستاره ضعیف تر از سیریوس است که دارای ارزش ستاره ای قابل مشاهده -1.6 است؟ مقادیر مطلق این ستاره ها، اگر فاصله تا هر دو 3 عدد باشد؟

6. نام رنگ هر یک از ستاره های برنامه IV توسط کلاس طیفی خود را.

نگاه کردن از پنجره قطار

محاسبه فاصله تا ستارگان به شدت نگران مردم باستانی نبود، زیرا به نظر آنها به حوزه آسمانی متصل شده بود و از زمین در همان فاصله ای بود که فرد هرگز اندازه گیری نخواهد شد. ما کجا هستیم و این گنبد الهی کجا هستند؟

بسیاری از قرن ها و بسیاری از قرن ها نیاز به این افراد را درک می کنند: جهان تا حدودی پیچیده تر است. برای درک جهان که در آن ما زندگی می کنیم، لازم بود یک مدل فضایی ایجاد کنیم که در آن هر ستاره از ما به یک فاصله مشخص از بین رفته بود، درست همانطور که یک توریست برای عبور از مسیر نقشه مورد نیاز است، و نه یک عکس پانوراما از حوزه.

Pararallax، آشنا به ما در سفر با قطار یا ماشین، اولین دستیار در این سرمایه گذاری دشوار بود. آیا متوجه شده اید که قطب های جاده ای را در پس زمینه کوه های دور به سرعت پر کرده اید؟ اگر متوجه شوید، می توانید به شما تبریک بگوید: شما، نه مایل به شما، یکی از ویژگی های مهم جابجایی مسابقه را کشف کرد - برای اشیاء نزدیک آن بسیار بیشتر و بیشتر قابل توجه است. و بالعکس.

Pararallax چیست؟

در عمل، اختلاف منظر شروع به کار برای یک فرد در زمین شناسی و (جایی که بدون آن؟!) در کسب و کار نظامی. در واقع، به چه کسی، اگر نه Artilleryrs، شما نیاز به اندازه گیری فاصله به اشیاء دور با بالاترین دقت ممکن است؟ علاوه بر این، روش سه گانه ساده، منطقی است و نیازی به استفاده از برخی از دستگاه های پیچیده نیست. همه چیز مورد نیاز است برای اندازه گیری دو زاویه و یک فاصله، پایه به اصطلاح، با دقت قابل قبول، و سپس، با استفاده از مثلثات ابتدایی، طول یکی از ماست های مثلث مستطیلی را تعیین کنید.

مثلثی در عمل

تصور کنید که شما نیاز به تعیین فاصله (D) از یک ساحل به نقطه غیر قابل دسترس در کشتی. در زیر ما الگوریتم لازم برای این اقدامات را ارائه خواهیم داد.

1. علامت گذاری به عنوان دو نقطه در ساحل (a) و (b)، فاصله بین که شما می دانید (l).
2. زاویه α و β را اندازه گیری کنید.
3. محاسبه D توسط فرمول:

تغییر پاراسالتیک عزیزانستاره ها در پس زمینه دور

واضح است که دقت به طور مستقیم به اندازه پایه بستگی دارد: چگونه طول می کشد، به ترتیب، تغییرات و زاویه های منظره بزرگ خواهد بود. برای ناظر زمین، حداکثر پایه ممکن، قطر مدار زمین در اطراف خورشید است، یعنی اندازه گیری ها باید با یک فاصله در نیم سال انجام شود، زمانی که سیاره ما در نقطه قطعی قطعی مدار قرار می گیرد. چنین پارالاکس سالانه نامیده می شود و اولین ستاره شناس که سعی کرد او را اندازه گیری کند، معروف معروف دانی آرام بود، معروف به پدتیک های علمی استثنایی و رد سیستم کوپرنیک بود.

شاید تعهد Braga ایده Geocentrism یک شوخی بی رحمانه با او انجام دهد: اختلاف منظر سالانه اندازه گیری شده از دقیقه زاویه ای تجاوز نمی کند و می تواند به حساب خطاهای سازنده نسبت داده شود. ستاره شناس با یک وجدان تمیز از "صحت" سیستم بطلمیوس متقاعد شد - زمین در هیچ جا حرکت نمی کند و در مرکز یک جهان کوچک دنج قرار دارد، که در آن به خورشید و ستاره های دیگر با یک دست به معنای واقعی کلمه تنها 15 -20 بار دورتر از قبل از ماه است. با این حال، آثار Tycho Brage بیهوده ناپدید نشود، تبدیل شدن به پایه ای برای افتتاح قوانین کپلر، که در نهایت عبور از نظریه های منسوخ دستگاه از منظومه شمسی را قرار داده است.

کارتوگرافی ستاره

فضای "خط

لازم به ذکر است که، قبل از اینکه به طور جدی ستارگان دور را به طور جدی برساند، مثلث کاملا در خانه فضایی ما کار می کرد. وظیفه اصلی تعیین فاصله تا خورشید، واحد نجومی ترین، بدون دانستن دقیق از آن است که اندازه گیری اختلافات ستاره ای بی معنی می شود. اولین فرد در جهان که خود را چنین کاری را تعیین کرد، آریستره ساموس، فیلسوف یونان یونان یونان بود که صد و نیم سال به Copernicus سیستم هلیکونتریک جهان ارائه داد. با انجام محاسبات پیچیده بر اساس دانش نسبتا تقریبی آن دوران، او دریافت کرد که خورشید 20 برابر بیشتر از ماه است. برای قرن ها، این مقدار برای حقیقت تصویب شد، تبدیل به یکی از محورهای اصلی نظریه ارسطو و بطلمیوس شد.

فقط کپلر، نزدیک به ساخت مدل سیستم منظومه شمسی، این میزان بازدهی جدی را تحت تأثیر قرار داد. در این مقیاس، داده های نجومی واقعی و قوانین جنبش اجسام آسمانی را کشف نکرد. به طور مستقیم، کپلر معتقد بود که خورشید از زمین بسیار برداشته شده است، اما نظریه پرداز، او راهی برای تایید (یا رد کردن) حدس می زند.

کنجکاو است که ارزیابی صحیح از اندازه واحد نجومی دقیقا بر اساس قوانین کپلر امکان پذیر بود، از ساختار فضایی سخت سیستم خورشیدی خواسته بود. ستاره شناسان کارت دقیق و دقیق خود را داشته اند که تنها برای تعیین مقیاس باقی مانده است. این کار توسط ژان فرانسوی Dominic Cassini و ژان ریش انجام شد، موقعیت مریخ را در برابر پس زمینه ستاره های دور در طول رویارویی اندازه گیری کرد (در این موقعیت مریخ، زمین و خورشید در یک خط مستقیم قرار گرفته و فاصله بین سیارات حداقل هستند)

پاریس و از راه دور در 7000 کیلومتر خوب در 7000 کیلومتر خوب حذف شده اند پایتخت گویان فرانسه - Cayenne. ریشای جوان به مستعمره آمریکای جنوبی رفت و کاسینی مسیحی به "Musket" در پاریس باقی ماند. پس از بازگشت یک همکار جوان، دانشمندان برای محاسبات مستقر شدند و در پایان سال 1672 نتایج تحقیقات خود را ارائه دادند - با توجه به محاسبات آنها، واحد نجومی برابر 140 میلیون کیلومتر بود. در آینده، برای روشن شدن مقیاس سیستم ستاره شناس خورشیدی، عبور از زهره بر روی دیسک خورشید، که در قرن های XVIII-XIX رخ داد، استفاده می شود. و شاید این مطالعات را می توان اولین پروژه های علمی بین المللی نامید: علاوه بر انگلستان، آلمان و فرانسه، روسیه به یک شرکت کننده فعال تبدیل شده است. در آغاز قرن بیستم، مقیاس سیستم خورشیدی در نهایت تاسیس شد و ارزش فعلی واحد نجومی ساخته شد - 149.5 میلیون کیلومتر.

1. ارسطرات پیشنهاد کرد که ماه یک شکل از یک توپ و روشن شدن خورشید است. در نتیجه، اگر ماه به نظر می رسد "تقریبا" به نظر می رسد، گوشه ای از زمین-ماه خورشید مستقیم است.
2. بعد، Aristarkh زاویه خورشید زمین-ماه را با مشاهدات مستقیم محاسبه کرد.
3. با استفاده از قانون "مجموع گوشه های مثلث 180 درجه است" Aristarkh زاویه زمین خورشید ماه را محاسبه کرد.
4. استفاده از نسبت دو طرف مثلث مستطیلی، Aristarkh محاسبه کرد که زمین های زمین-ماه 20 برابر بیشتر از زمین خورشید است. توجه داشته باشید! Aristarkh فاصله دقیق را محاسبه نکرد.

پارسکی، پارسی

کاسینی و برنج موقعیت مریخ نسبت به ستاره های دور را محاسبه کردند

و با این داده های منبع، قبلا ممکن بود برای دقت اندازه گیری ها واجد شرایط باشید. علاوه بر این، ابزار برچسب زده به سطح مورد نظر رسید. ستاره شناس روسیه Vasily Struve، مدیر دانشگاه رصدخانه در شهر Derpt (در حال حاضر تارتو در استونی)، در سال 1837 نتایج اندازه گیری مقیاس اختلاف منظر مزاحم را منتشر کرد. معلوم شد 0.12 زاویه دوم. ضرب و شتم توسط Wilhelm Bessel آلمان، دانش آموز Great Gauss، که توسط ستاره Pararallax STAR 61 در صورت فلکی SWAN - 0.30 زاویه دوم اندازه گیری شد، و Scot Thomas Generorm، "گرفتار" معروف آلفا Centaur با Pararallax 1،2 . بعدها، با این حال، معلوم شد که دومی تا حدودی دوباره مرتب شده و در واقع ستاره تنها با 0.7 زاویه دوم در سال تغییر می کند.

داده های انباشته نشان داده است که ستاره های پاراگراف سالانه از یک مرحله زاویه ای تجاوز نمی کنند. این پذیرفته شد و برای معرفی یک واحد جدید اندازه گیری - Parrseca ("دوم پارالوکتکتیک" در کاهش) پذیرفته شد. با چنین دیوانه ای برای استانداردهای معمول فاصله، شعاع مدار زمین در زاویه 1 ثانیه قابل مشاهده است. به صورت بصری ارائه مقیاس کیهانی، ما یک واحد نجومی را (و این شعاع مدار زمین برابر با 150 میلیون کیلومتر) "فشرده" در 2 سلول نوت بوک (1 سانتی متر) است. بنابراین: "دیدن" آنها را در زاویه 1 ثانیه می تواند ... از دو کیلومتر!

برای عمق فضایی پارچ، نه فاصله، اگر چه حتی نور بر روی غلبه بر آن، به عنوان یک چهارم سال نیاز دارد. در عرض تنها دوازده پارچ، همسایگان ستاره ما می توانند به معنای واقعی کلمه بر روی انگشتان بازنشانی کنند. هنگامی که آن را به مقیاس کهکشانی می آید، لازم است که Kilo (1000 واحد) و Megaparseca (به ترتیب، یک میلیون)، که در مدل "تترادنا" ما می تواند در حال حاضر به کشورهای دیگر صعود کند، ضروری است.

این رونق اندازه گیری های نجومی فوق العاده دقیق با ورود عکاسی آغاز شد. تلسکوپ های "کودک" با لنزهای متر، صفحات عکاسی حساس، محاسبه شده در ساعت های بسیاری از قرار گرفتن در معرض، مکانیسم های دقیق ساعت، چرخش تلسکوپ همزمان با چرخش زمین - به شما این امکان را به شما اجازه می دهد تا با اطمینان یک اختلاف منظر یک بار را با دقت ثابت کنید 0.05 زاویه ای ثانیه و در نتیجه، فاصله تا 100 پارس را تعیین کنید. برای بیشتر (یا به جای آن، به کوچکتر) تجهیزات زمین قادر نیست: جو زمین فریبنده و بی سر و صدا تداخل.

اگر اندازه گیری ها را در مدار انجام دهید، می توانید به طور قابل توجهی دقت را بهبود بخشید. این یک هدف در سال 1989 به یک مدار زمین نزدیک زمین، یک ماهواره ای آسترومتر "Hipparcos" بود، از ماهواره جمع آوری پالاکس با دقت بالا انگلیسی، توسعه یافته در آژانس فضایی اروپا، راه اندازی شد.

1. به عنوان یک نتیجه از عملکرد تلسکوپ مداری، Hypoche یک کاتالوگ آسترومتر بنیادی را تهیه کرد.
2. با کمک Guya، یک نقشه سه بعدی بخشی از کهکشان ما نشان می دهد مختصات، جهت حرکت و رنگ حدود یک میلیارد ستاره است.

نتیجه کار آن یک کاتالوگ 120 هزار ستاره با اختلاف منظر سالانه است که با دقت 0.01 زاویه ای تعریف شده است. و پیروان او، ماهواره Gaia (تداخل سنجی جهانی آسترومتری برای استروفی فیزیک)، در تاریخ 19 دسامبر 2013 راه اندازی شد، نقشه فضایی نزدیکترین محیط اطراف که با یک میلیارد (!) اشیا را طراحی می کند. و چه کسی می داند، می تواند در حال حاضر نوه های ما، او بسیار مفید است.