Jaka jest bezpieczna odległość między nami a supernową? Rok świetlny i skale kosmiczne Roczna paralaksa i odległość do gwiazd.

Zasada paralaksy na prostym przykładzie.

Metoda określania odległości do gwiazd poprzez pomiar kąta pozornego przemieszczenia (paralaksy).

Thomas Henderson, Vasily Yakovlevich Struve i Friedrich Bessel jako pierwsi zmierzyli odległości do gwiazd metodą paralaksy.

Układ gwiazd w promieniu 14 lat świetlnych od Słońca. Region ten, łącznie ze Słońcem, zawiera 32 znane systemy gwiezdne (Obciążenie indukcyjne / wikipedia.org).

Następne odkrycie (30. lata XIX wieku) - wyznaczanie paralaks gwiezdnych. Naukowcy od dawna podejrzewali, że gwiazdy mogą wyglądać jak odległe słońca. Była to jednak wciąż hipoteza i, powiedziałbym, do tej pory praktycznie nie oparta na niczym. Ważne było, aby nauczyć się bezpośrednio mierzyć odległość do gwiazd. Ludzie długo rozumieli, jak to zrobić. Ziemia krąży wokół Słońca, a jeśli na przykład dzisiaj wykonamy dokładny szkic gwiaździste niebo(w XIX wieku jeszcze nie dało się zrobić zdjęcia), odczekać pół roku i przeszkicować niebo, widać, że niektóre gwiazdy przesunęły się względem innych, odległych obiektów. Powód jest prosty - patrzymy teraz na gwiazdy z przeciwległej krawędzi orbity Ziemi. Następuje przemieszczenie bliskich obiektów na tle odległych. To dokładnie tak, jakbyśmy najpierw patrzyli na palec jednym okiem, a potem drugim. Zauważymy, że palec jest przesunięty na tle odległych obiektów (lub odległe obiekty są przesunięte względem palca, w zależności od tego, który układ odniesienia wybierzemy). Tycho Brahe, najlepszy astronom-obserwator ery przedteleskopowej, próbował zmierzyć te paralaksy, ale ich nie znalazł. W rzeczywistości podał tylko dolny limit odległości do gwiazd. Powiedział, że gwiazdy są co najmniej dalej niż około miesiąca świetlnego (choć oczywiście wtedy nie mogło być takiego określenia). A w latach 30. rozwój technologii obserwacji teleskopowych umożliwił dokładniejsze mierzenie odległości do gwiazd. I nic dziwnego, że w środku są trzy osoby różne części Kula ziemska dokonała takich obserwacji dla trzy różne gwiazdy.

Pierwszym, który formalnie poprawnie zmierzył odległość do gwiazd, był Thomas Henderson. Obserwował Alpha Centauri na półkuli południowej. Miał szczęście, prawie przypadkowo wybrał najbliższą gwiazdę spośród tych widocznych gołym okiem na półkuli południowej. Ale Henderson uważał, że brakowało mu dokładności obserwacji, chociaż otrzymał prawidłową wartość. Błędy, jego zdaniem, były duże i nie opublikował od razu swojego wyniku. Wasilij Jakowlewicz Struve obserwował w Europie i wybrał jasną gwiazdę północnego nieba - Vegę. Miał też szczęście – mógł wybrać na przykład Arcturusa, który jest znacznie dalej. Struve określił dystans do Vegi, a nawet opublikował wynik (który, jak się później okazało, był bardzo bliski prawdy). Jednak kilkakrotnie wyjaśniał, zmieniał i dlatego wielu uważało, że nie można uwierzyć w ten wynik, ponieważ sam autor stale go zmienia. Inaczej postąpił Friedrich Bessel. Wybrał nie jasną gwiazdę, ale tę, która szybko porusza się po niebie – 61 łabędzi (sama nazwa mówi, że prawdopodobnie nie jest bardzo jasna). Gwiazdy poruszają się nieznacznie względem siebie i oczywiście im bliżej nas znajdują się gwiazdy, tym bardziej zauważalny jest ten efekt. Tak jak w pociągu, słupy przydrożne bardzo szybko migoczą za oknem, las porusza się tylko powoli, a Słońce faktycznie stoi w miejscu. W 1838 r. opublikował bardzo wiarygodną paralaksę 61 Łabędzia i prawidłowo zmierzył odległość. Pomiary te po raz pierwszy dowiodły, że gwiazdy są odległymi słońcami i stało się jasne, że jasności wszystkich tych obiektów odpowiadają wartościom Słońca. Wyznaczenie paralaks dla pierwszych kilkudziesięciu gwiazd umożliwiło skonstruowanie trójwymiarowej mapy okolic Słońca. W końcu dla człowieka zawsze bardzo ważne było budowanie map. To sprawiło, że świat stał się trochę bardziej kontrolowany. Oto mapa, a już obcy obszar nie wydaje się tak tajemniczy, prawdopodobnie nie mieszkają tam smoki, ale po prostu jakiś ciemny las. Pojawienie się pomiarów odległości do gwiazd rzeczywiście sprawiło, że najbliższe sąsiedztwo słoneczne, oddalone o kilka lat świetlnych, stało się bardziej przyjazne.

To rozdział z gazetki ściennej wydanej przez charytatywny projekt „W skrócie i wyraźnie o najciekawszych”. Kliknij miniaturę gazety poniżej i przeczytaj pozostałe artykuły na interesujący Cię temat. Dziękuję Ci!

Materiał do wydania uprzejmie przekazał Sergey Borisovich Popov - astrofizyk, doktor nauk fizycznych i matematycznych, profesor Akademia Rosyjska nauki, prowadzenie Badacz Państwowy Instytut Astronomiczny. Sternberg z Moskiewskiego Uniwersytetu Państwowego, zdobywca kilku prestiżowych nagród w dziedzinie nauki i edukacji. Mamy nadzieję, że zapoznanie się z tematem przyda się zarówno uczniom, jak i rodzicom i nauczycielom – zwłaszcza teraz, gdy astronomia ponownie znalazła się na liście przedmiotów obowiązkowych szkolnych (rozporządzenie nr 506 MEN z dnia 7 czerwca 2017 r. ).

Wszystkie gazetki ścienne wydawane przez nasz charytatywny projekt „Krótko i wyraźnie o najciekawszych” czekają na Ciebie na stronie internetowej k-ya.rf. Istnieje również

Jak określić odległość do gwiazd? Skąd wiadomo, że Alfa Centauri znajduje się w odległości około 4 lat świetlnych? Rzeczywiście, na podstawie jasności gwiazdy jako takiej niewiele można określić - jasność słabej bliskiej i jasnej odległej gwiazdy może być taka sama. A jednak istnieje wiele dość niezawodnych sposobów określania odległości od Ziemi do najdalszych zakątków wszechświata. Satelita astrometryczny „Hipparchus” przez 4 lata pracy określił odległość do 118 tysięcy gwiazd SPL

Cokolwiek fizycy mówią o przestrzeni trójwymiarowej, sześciowymiarowej, a nawet jedenastowymiarowej, dla astronoma obserwowalny Wszechświat jest zawsze dwuwymiarowy. To, co dzieje się w Kosmosie, postrzegamy jako projekcję na sferę niebieską, tak jak w filmie cała złożoność życia jest rzutowana na płaski ekran. Na ekranie możemy łatwo odróżnić dalekie od bliskich dzięki naszej znajomości wolumetrycznego oryginału, ale w dwuwymiarowym rozproszeniu gwiazd nie ma wizualnej wskazówki, która pozwoliłaby nam zamienić ją w trójwymiarową mapę, nadającą się do kreślenia kurs statku międzygwiezdnego. Tymczasem odległości są kluczem do prawie połowy całej astrofizyki. Jak bez nich odróżnić pobliską słabą gwiazdę od odległego, ale jasnego kwazara? Dopiero znając odległość do obiektu można oszacować jego energię, a co za tym idzie bezpośrednią drogę do zrozumienia jego fizycznej natury.

Niedawnym przykładem niepewności kosmicznych odległości jest problem źródeł rozbłysków gamma, krótkich impulsów twardego promieniowania, docierających na Ziemię z różnych kierunków mniej więcej raz dziennie. Wstępne szacunki ich odległości wahały się od setek jednostek astronomicznych (dziesiątki godzin świetlnych) do setek milionów lat świetlnych. W związku z tym rozpiętość w modelach była również imponująca - od anihilacji komet z antymaterii na obrzeżach Układu Słonecznego po wybuchy gwiazd neutronowych wstrząsających całym Wszechświatem i narodziny białych dziur. Do połowy lat 90. zaproponowano ponad sto różnych wyjaśnień natury błysków gamma. Teraz, gdy udało nam się oszacować odległości do ich źródeł, pozostały tylko dwa modele.

Ale jak zmierzyć odległość, jeśli nie możesz dotrzeć do obiektu ani linijką, ani wiązką lokalizacyjną? Z pomocą przychodzi metoda triangulacji, szeroko stosowana w konwencjonalnej geodezji gruntowej. Wybieramy odcinek o znanej długości - podstawę, mierzymy od jego końców kąty, pod którymi widoczny jest punkt niedostępny z tego czy innego powodu, a następnie proste wzory trygonometryczne dają pożądaną odległość. Gdy przechodzimy z jednego końca bazy na drugi, pozorny kierunek do punktu zmienia się, przesuwa się na tle odległych obiektów. Nazywa się to przesunięciem paralaksy lub paralaksą. Jego wartość jest mniejsza, im dalej obiekt, a im większa, tym dłuższa podstawa.

Aby zmierzyć odległości do gwiazd, należy przyjąć maksymalną podstawę dostępną astronomom, równą średnicy ziemskiej orbity. Odpowiednie przesunięcie paralaksy gwiazd na niebie (ściśle mówiąc, połowa) zaczęto nazywać paralaksą roczną. Zmierzyć go próbował Tycho Brahe, któremu nie spodobał się pomysł Kopernika o obrocie Ziemi wokół Słońca, i postanowił to przetestować – paralaksy również świadczą o ruchu orbitalnym Ziemi. Przeprowadzone pomiary miały imponującą dokładność jak na XVI wiek - około jednej minuty łuku, ale to było zupełnie niewystarczające do zmierzenia paralaks, czego sam Brahe nie podejrzewał i stwierdził, że system Kopernika jest błędny.

Odległość do gromad gwiazd jest określona przez dopasowanie sekwencji głównej

Kolejny atak na paralaksę podjął w 1726 r. Anglik James Bradley, przyszły dyrektor Obserwatorium w Greenwich. Na początku wydawało się, że miał szczęście: wybrana do obserwacji gwiazda, gamma Smoka, przez rok naprawdę oscylowała wokół swojej średniej pozycji z rozpiętością 20 sekund kątowych. Jednak kierunek tego przemieszczenia różnił się od oczekiwanego dla paralaks, a Bradley wkrótce znalazł prawidłowe wyjaśnienie: prędkość orbity Ziemi sumuje się z prędkością światła wychodzącego z gwiazdy i zmienia jej kierunek. Podobnie krople deszczu zostawiają pochyłe ścieżki na oknach autobusu. Zjawisko to, zwane aberracją roczną, było pierwszym bezpośrednim dowodem ruchu Ziemi wokół Słońca, ale nie miało nic wspólnego z paralaksami.

Dopiero sto lat później dokładność instrumentów goniometrycznych osiągnęła wymagany poziom. Pod koniec lat 30. XIX wieku, jak to ujął John Herschel, „ściana, która uniemożliwiała penetrację gwiezdnego wszechświata, została przełamana niemal jednocześnie w trzech miejscach”. W 1837 r. Wasilij Jakowlewicz Struve (wówczas dyrektor obserwatorium w Dorpacie, a później obserwatorium Pulkovo) opublikował zmierzoną przez niego paralaksę Wega - 0,12 sekundy kątowej. W następnym roku Friedrich Wilhelm Bessel poinformował, że paralaksa 61. gwiazdy Łabędzia wynosi 0,3". A rok później szkocki astronom Thomas Henderson, który pracował na półkuli południowej przy Przylądku Dobrej Nadziei, zmierzył paralaksę w alfie. System Centauri - 1,16" ... To prawda, później okazało się, że wartość ta została zawyżona o współczynnik 1,5, a na całym niebie nie ma ani jednej gwiazdy z paralaksą większą niż 1 sekunda kątowa.

Dla odległości mierzonych metodą paralaksy wprowadzono specjalną jednostkę długości - parsek (od paralaksy sekunda, pc). Jeden parsek zawiera 206 265 jednostek astronomicznych, czyli 3,26 lat świetlnych. To z tej odległości promień orbity Ziemi (1 jednostka astronomiczna = 149,5 miliona kilometrów) jest widoczny pod kątem 1 sekundy. Aby określić odległość do gwiazdy w parsekach, musisz podzielić jedną przez jej paralaksę w sekundach. Na przykład do najbliższego nam układu gwiezdnego, Alfa Centauri, 1/0,76 = 1,3 parseków, czyli 270 tysięcy jednostek astronomicznych. Tysiąc parseków to kiloparsek (kpc), milion parseków to megaparsek (Mpc), a miliard to gigaparsek (Gpc).

Pomiar ekstremalnie małych kątów wymagał wyrafinowania technicznego i wielkiej staranności (np. Bessel przetworzył ponad 400 pojedynczych obserwacji 61. Łabędzia), ale po pierwszym przełomie wszystko poszło łatwiej. Do 1890 roku zmierzono paralaksy już trzech tuzinów gwiazd, a kiedy fotografia zaczęła być szeroko stosowana w astronomii, dokładny pomiar paralaks został całkowicie wprowadzony w życie. Jedyną metodą jest pomiar paralaksy bezpośrednia definicja odległości do poszczególnych gwiazd. Jednak podczas obserwacji naziemnych hałas atmosferyczny nie pozwala na pomiary metodą paralaksy odległości powyżej 100 szt. Dla Wszechświata nie jest to bardzo duża wartość. („Tu nie jest daleko, jest sto parseków”, jak mawiał Gromozeka). Tam, gdzie zawodzą metody geometryczne, na ratunek przychodzą metody fotometryczne.

Rekordy geometryczne

W ostatnie lata Coraz częściej publikowane są wyniki pomiarów odległości do bardzo zwartych źródeł emisji radiowej - maserów. Ich promieniowanie mieści się w zakresie radiowym, co umożliwia ich obserwację na interferometrach radiowych zdolnych mierzyć współrzędne obiektów z mikrosekundową precyzją, nieosiągalną w zakresie optycznym, w którym obserwowane są gwiazdy. Dzięki maserom metody trygonometryczne można zastosować nie tylko do odległych obiektów w naszej Galaktyce, ale także do innych galaktyk. Na przykład w 2005 roku Andreas Brunthaler (Niemcy) i jego koledzy określili odległość do galaktyki M33 (730 kpc) porównując kątowe przemieszczenie maserów z prędkością obrotową tego układu gwiezdnego. Rok później Ye Xu (Chiny) i jego koledzy zastosowali klasyczną metodę paralaksy do „lokalnych” źródeł maserowych, aby zmierzyć odległość (2 kpc) do jednego z ramion spiralnych naszej Galaktyki. Być może najbardziej zaawansowany w 1999 roku był J. Hernsteen (USA) i jego koledzy. Śledząc ruch maserów w dysku akrecyjnym wokół czarnej dziury w jądrze aktywnej galaktyki NGC 4258, astronomowie ustalili, że układ ten znajduje się w odległości 7,2 Mpc od nas. Dziś jest to absolutny rekord metod geometrycznych.

Standardowe świece astronomów

Im dalej od nas znajduje się źródło promieniowania, tym jest ciemniejsze. Jeśli znasz prawdziwą jasność obiektu, to porównując ją z pozorną jasnością, możesz określić odległość. Huygens był prawdopodobnie pierwszym, który zastosował ten pomysł do pomiaru odległości do gwiazd. W nocy obserwował Syriusza, aw ciągu dnia porównywał jego blask z maleńką dziurą w ekranie, która zasłaniała Słońce. Wybierając rozmiar dziury tak, aby obie jasności pokrywały się i porównując wartości kątowe dziury i dysku słonecznego, Huygens doszedł do wniosku, że Syriusz jest 27 664 razy dalej od nas niż Słońce. To 20 razy mniej niż rzeczywisty dystans. Część błędu wynikała z faktu, że Syriusz jest tak naprawdę dużo jaśniejszy od Słońca, a częściowo - przez trudność porównywania blasku z pamięci.

Przełom w dziedzinie metod fotometrycznych nastąpił wraz z pojawieniem się fotografii w astronomii. Na początku XX wieku Obserwatorium Harvard College przeprowadziło zakrojone na szeroką skalę prace mające na celu określenie jasności gwiazd na kliszach fotograficznych. Szczególną uwagę zwrócono na gwiazdy zmienne, których jasność się zmienia. Badając gwiazdy zmienne specjalnej klasy – cefeidy – w Małym Obłoku Magellana Henrietta Levitt zauważyła, że im są jaśniejsze, tym dłuższy okres ich wahań jasności: gwiazdy o okresie kilkudziesięciu dni okazywały się być około 40 razy jaśniejsze niż gwiazdy z okresem rzędu dnia.

Ponieważ wszystkie cefeidy Levitta znajdowały się w tym samym systemie gwiezdnym – Małym Obłoku Magellana – można było założyć, że zostały od nas oddalone w tej samej (choć nieznanej) odległości. Oznacza to, że różnica w ich pozornej jasności jest związana z rzeczywistymi różnicami w jasności. Pozostało określić metodę geometryczną odległości do jednej cefeidy, aby skalibrować całą zależność i uzyskać możliwość, poprzez pomiar okresu, określić prawdziwą jasność każdej cefeidy, a na tej podstawie odległość do gwiazdy i gwiazdy. system gwiezdny go zawierający.

Ale niestety w pobliżu Ziemi nie ma cefeid. Najbliższy jest gwiazda biegunowa- odsunięty od Słońca, jak wiemy, o 130 pc, czyli jest poza zasięgiem naziemnych pomiarów paralaksy. Nie pozwoliło to na zrzucenie mostu bezpośrednio z paralaks na cefeidy, a astronomowie musieli wznieść konstrukcję, którą teraz w przenośni nazywa się klatką schodową odległości.

Gromady otwarte, w tym od kilkudziesięciu do kilkuset gwiazd, połączone wspólnym czasem i miejscem urodzenia, stały się na nim pośrednim krokiem. Jeśli wykreślisz temperaturę i jasność wszystkich gwiazd w gromadzie, większość punktów przypada na jedną ukośną linię (dokładniej pasek), która nazywa się ciągiem głównym. Temperatura jest określana z dużą dokładnością na podstawie widma gwiazdy, a jasność jest określana na podstawie pozornej jasności i odległości. Jeśli odległość jest nieznana, na ratunek przychodzi fakt, że wszystkie gwiazdy w gromadzie są od nas prawie jednakowo oddalone, tak że w gromadzie pozorna jasność może być nadal używana jako miara jasności.

Ponieważ gwiazdy są wszędzie takie same, główne sekwencje dla wszystkich gromad muszą być takie same. Różnice wynikają tylko z tego, że znajdują się w różnych odległościach. Jeżeli odległość do jednego z klastrów wyznaczymy metodą geometryczną, to dowiemy się, jak wygląda „rzeczywisty” ciąg główny, a następnie porównując z nim dane dotyczące innych klastrów, określimy odległości do nich . Ta technika nazywana jest „dopasowywaniem sekwencji głównej”. Przez długi czas wzorem dla niego były Plejady i Hiady, których odległości określano metodą paralaks grupowych.

Na szczęście dla astrofizyki cefeidy znaleziono w około dwudziestu gromadach otwartych. Dlatego mierząc odległości do tych skupisk przez dopasowanie sekwencji głównej, możliwe jest „dotarcie do drabiny” do cefeid, które są na trzecim etapie.

Jako wskaźnik odległości cefeidy są bardzo wygodne: jest ich stosunkowo dużo - można je znaleźć w dowolnej galaktyce, a nawet w dowolnej gromadzie kulistej, a jako gigantyczne gwiazdy są wystarczająco jasne, aby mierzyć od nich odległości międzygalaktyczne. Dzięki temu zdobyli wiele głośnych epitetów, takich jak „latarnie Wszechświata” czy „kamienie milowe astrofizyki”. „Władca” cefeidy rozciąga się do 20 Mpc, co jest około sto razy większe od naszej Galaktyki. Wtedy nie można ich już odróżnić nawet w najpotężniejszych współczesnych instrumentach, a aby wspiąć się na czwarty szczebel drabiny odległości, potrzebujesz czegoś jaśniejszego.

Na obrzeża wszechświata

Jeden z najpotężniejszych pomiarów odległości pozagalaktycznych opiera się na wzorze znanym jako zależność Tully-Fisher: im jaśniejsza galaktyka spiralna, tym szybciej się obraca. Kiedy galaktyka jest oglądana z boku lub ze znacznym nachyleniem, połowa jej materii zbliża się do nas z powodu rotacji, a połowa cofa się, co prowadzi do poszerzenia linii widmowych z powodu efektu Dopplera. Rozszerzenie to służy do określenia prędkości rotacji, z niej - jasności, a następnie od porównania z pozorną jasnością - odległości do galaktyki. I oczywiście, aby skalibrować tę metodę, potrzebne są galaktyki, których odległości zostały już zmierzone przez cefeidy. Metoda Tully'ego - Fishera jest bardzo dalekosiężna i obejmuje galaktyki odległe od nas o setki megaparseków, ale ma też swoją granicę, ponieważ dla galaktyk zbyt odległych i słabych nie jest możliwe uzyskanie widm o wystarczająco wysokiej jakości.

W nieco większym zakresie odległości znajduje się kolejna „standardowa świeca” – supernowe typu Ia. Wybuchy takich supernowych to termojądrowe wybuchy „tego samego typu” białych karłów o masie nieco większej od masy krytycznej (1,4 masy Słońca). Dlatego nie ma powodu, aby różnili się znacznie mocą. Obserwacje takich supernowych w pobliskich galaktykach, do których odległości mogą być określane przez cefeidy, zdają się potwierdzać tę stałość, dlatego kosmiczne wybuchy termojądrowe są obecnie szeroko stosowane do określania odległości. Są widoczne nawet w miliardach parseków od nas, ale nigdy nie wiadomo, do jakiej galaktyki uda się zmierzyć, ponieważ nie wiadomo z góry, gdzie wybuchnie następna supernowa.

Na razie tylko jedna metoda pozwala posunąć się jeszcze dalej - przesunięcia ku czerwieni. Jego historia, podobnie jak historia cefeid, zaczyna się jednocześnie z XX wiekiem. W 1915 roku amerykański Vesto Slipher, badając widma galaktyk, zauważył, że w większości z nich linie są przesunięte w kierunku czerwonej strony względem pozycji „laboratoryjnej”. W 1924 Niemiec Karl Wirtz zauważył, że im mniejsze wymiary kątowe galaktyki, tym silniejsze jest to przemieszczenie. Jednak tylko Edwin Hubble w 1929 roku zdołał zebrać te dane w jeden obraz. Zgodnie z efektem Dopplera przesunięcie ku czerwieni linii w widmie oznacza, że obiekt oddala się od nas. Porównując widma galaktyk z odległościami do nich wyznaczonymi przez cefeidy, Hubble sformułował prawo: prędkość oddalania się galaktyki jest proporcjonalna do odległości do niej. Współczynnik proporcjonalności w tym stosunku nazywa się stałą Hubble'a.

W ten sposób odkryto ekspansję Wszechświata, a wraz z nią możliwość wyznaczania odległości do galaktyk z ich widm, oczywiście pod warunkiem, że stała Hubble'a jest powiązana z innymi "władcami". Sam Hubble wykonał to wiązanie z błędem prawie rzędu wielkości, który został skorygowany dopiero w połowie lat 40., kiedy stało się jasne, że cefeidy dzielą się na kilka typów o różnych proporcjach „okres - jasność”. Kalibrację przeprowadzono na nowo w oparciu o „klasyczne” cefeidy i dopiero wtedy wartość stałej Hubble'a zbliżyła się do współczesnych szacunków: 50-100 km/s na każdy megaparsek odległości do galaktyki.

Teraz przesunięcia ku czerwieni są używane do określania odległości do galaktyk oddalonych o tysiące megaparseków. To prawda, że w megaparsekach odległości te są wskazane tylko w popularnych artykułach. Faktem jest, że zależą one od przyjętego w obliczeniach modelu ewolucji Wszechświata, a ponadto w rozszerzającej się przestrzeni nie do końca wiadomo, o jaką odległość chodzi: tę, na której znajdowała się galaktyka w momencie emisji promieniowania, czyli tego, w którym się znajduje, w momencie jego odbioru na Ziemi, lub odległości, jaką światło przebyło w drodze od punktu początkowego do końcowego. Dlatego astronomowie wolą wskazywać dla odległych obiektów tylko bezpośrednio obserwowaną wartość przesunięcia ku czerwieni, bez przekształcania jej na megaparseki.

Przesunięcia ku czerwieni są obecnie jedyną metodą szacowania „kosmologicznych” odległości porównywalnych z „rozmiarem Wszechświata”, a jednocześnie jest to być może najbardziej rozpowszechniona technika. W lipcu 2007 opublikowano katalog przesunięć ku czerwieni 77 418 767 galaktyk. To prawda, że podczas jego tworzenia zastosowano nieco uproszczoną automatyczną technikę analizy widm, a zatem błędy mogły wkraść się do niektórych wartości.

Gra drużynowa

Geometryczne metody pomiaru odległości nie ograniczają się do rocznej paralaksy, w której pozorne kątowe przemieszczenia gwiazd porównuje się z przemieszczeniami Ziemi na orbicie. Inne podejście opiera się na ruchu słońca i gwiazd względem siebie. Wyobraź sobie gromadę gwiazd przelatującą obok Słońca. Zgodnie z prawami perspektywy, widoczne trajektorie jej gwiazd, niczym szyny na horyzoncie, zbiegają się w jednym punkcie - promienistości. Jej pozycja wskazuje, pod jakim kątem do linii widzenia leci gromada. Znając ten kąt, można rozłożyć ruch gwiazd gromady na dwie składowe - wzdłuż linii widzenia i prostopadle do niej wzdłuż sfery niebieskiej - i określić proporcje między nimi. Prędkość radialną gwiazd w kilometrach na sekundę mierzy się efektem Dopplera i biorąc pod uwagę znalezioną proporcję oblicza się rzut prędkości na niebo - również w kilometrach na sekundę. Pozostaje porównać te prędkości liniowe gwiazd z prędkościami kątowymi wyznaczonymi na podstawie wyników wieloletnich obserwacji - a odległość będzie znana! Ta metoda działa do kilkuset parseków, ale ma zastosowanie tylko do gromad gwiazd i dlatego jest nazywana metodą paralaksy grupowej. W ten sposób po raz pierwszy zmierzono odległości do Hiad i Plejad.

W dół po schodach prowadzących w górę

Budując nasze schody na obrzeża Wszechświata, milczeliśmy o fundamencie, na którym się opiera. Tymczasem metoda paralaksy podaje odległość nie w metrach referencyjnych, ale w jednostkach astronomicznych, czyli w promieniach orbity Ziemi, których wartość również była daleka od natychmiastowego określenia. Spójrzmy więc wstecz i zejdźmy po drabinie kosmicznych odległości na Ziemię.

Prawdopodobnie pierwszym, który podjął próbę określenia oddalenia Słońca był Arystarch z Samos, który półtora tysiąca lat przed Kopernikiem zaproponował heliocentryczny system świata. Okazało się, że Słońce jest 20 razy dalej od nas niż Księżyc. Szacunki te, jak teraz wiemy, niedoszacowane 20-krotnie, przetrwały aż do ery Keplera. Chociaż on sam nie zmierzył jednostki astronomicznej, zauważył już, że Słońce powinno być znacznie dalej niż sądził Arystarch (i wszyscy pozostali astronomowie za nim).

Pierwsze mniej lub bardziej akceptowalne oszacowanie odległości Ziemi od Słońca uzyskali Jean Dominique Cassini i Jean Richet. W 1672 r. podczas opozycji Marsa zmierzyli jego położenie na tle gwiazd jednocześnie z Paryża (Cassini) i Cayenne (Richet). Odległość z Francji do Gujany Francuskiej posłużyła za podstawę trójkąta paralaksy, z którego wyznaczono odległość do Marsa, a następnie korzystając z równań mechanika niebieska obliczył jednostkę astronomiczną, uzyskując wartość 140 milionów kilometrów.

W ciągu następnych dwóch stuleci tranzyt Wenus wzdłuż dysku słonecznego stał się głównym narzędziem określania skali Układu Słonecznego. Obserwując je jednocześnie z różnych punktów kuli ziemskiej, można obliczyć odległość od Ziemi do Wenus, a co za tym idzie wszystkie inne odległości w Układzie Słonecznym. W XVIII-XIX wieku zjawisko to zaobserwowano czterokrotnie: w 1761, 1769, 1874 i 1882 roku. Obserwacje te były jednymi z pierwszych międzynarodowych projektów naukowych. Wyposażono ekspedycje na dużą skalę (ekspedycję angielską z 1769 r. kierował słynny James Cook), stworzono specjalne stacje obserwacyjne… naukowcy brali już czynny udział w badaniach. Niestety ekstremalna złożoność obserwacji doprowadziła do znacznej rozbieżności w szacunkach jednostki astronomicznej – od około 147 do 153 milionów kilometrów. Bardziej wiarygodną wartość - 149,5 miliona kilometrów - uzyskano dopiero na przełomie XIX i XX wieku z obserwacji asteroid. I na koniec należy pamiętać, że wyniki wszystkich tych pomiarów opierały się na znajomości długości podstawy, w roli której przy pomiarze jednostki astronomicznej był promień Ziemi. Tak więc ostatecznie fundament drabiny odległości kosmicznej położyli geodeci.

Dopiero w drugiej połowie XX wieku do dyspozycji naukowców pojawiły się zupełnie nowe metody określania odległości kosmicznych - laser i radar. Pozwoliły one setki tysięcy razy zwiększyć dokładność pomiarów w Układzie Słonecznym. Błąd radaru dla Marsa i Wenus wynosi kilka metrów, a odległość do reflektorów narożnych zainstalowanych na Księżycu mierzy się z dokładnością do centymetrów. Obecnie przyjęta wartość jednostki astronomicznej wynosi 149 597 870 691 metrów.

Trudny los „Hipparcha”

Tak radykalny postęp w pomiarach jednostki astronomicznej w nowy sposób podniósł kwestię odległości do gwiazd. Dokładność wyznaczania paralaks jest ograniczona atmosferą ziemską. Dlatego w latach sześćdziesiątych pojawił się pomysł, aby zabrać w kosmos instrument goniometru. Zrealizowano go w 1989 r. wraz z wystrzeleniem europejskiego satelity astrometrycznego „Hipparchus”. Ta nazwa jest ugruntowanym, choć formalnie nie do końca poprawnym tłumaczeniem angielskie imie HIPPARCOS, co jest skrótem od High Precision Parallax Collecting Satellite i nie pokrywa się z angielską pisownią nazwiska słynnego starożytnego greckiego astronoma – Hipparcha, autora pierwszego katalogu gwiazd.

Twórcy satelity postawili sobie bardzo ambitne zadanie: zmierzyć z milisekundową precyzją paralaksy ponad 100 tysięcy gwiazd, czyli „dosięgnąć” gwiazd znajdujących się setki parseków od Ziemi. Konieczne było wyjaśnienie odległości do kilku otwartych gromad gwiazd, w szczególności Hiad i Plejad. Ale co najważniejsze, stało się możliwe „przeskoczenie stopnia” poprzez bezpośredni pomiar odległości do samych cefeid.

Wyprawa zaczęła się od kłopotów. Z powodu awarii w górnym etapie Hipparch nie wszedł na obliczoną orbitę geostacjonarną i pozostał na pośredniej, bardzo wydłużonej trajektorii. Specjalistom Europejskiej Agencji Kosmicznej udało się poradzić z sytuacją, a orbitujący teleskop astrometryczny z powodzeniem działał przez 4 lata. Przetwarzanie wyników zajęło tyle samo czasu, aw 1997 r. opublikowano katalog gwiazd z paralaksami i ruchami własnymi 118 218 opraw, w tym około dwustu cefeid.

Niestety w wielu kwestiach nie udało się uzyskać pożądanej jasności. Najbardziej niezrozumiały wynik dotyczył Plejad - założono, że „Hipparch” wyjaśni odległość, którą wcześniej szacowano na 130-135 parseków, ale w praktyce okazało się, że „Hipparch” poprawił ją, otrzymując wartość tylko 118 parsek. Przyjęcie nowej wartości wymagałoby dostosowania zarówno teorii ewolucji gwiazd, jak i skali odległości międzygalaktycznych. Stałoby się to poważnym problemem dla astrofizyki, a odległość do Plejad zaczęła być dokładnie sprawdzana. Do 2004 roku kilka grup niezależnie uzyskało szacunki odległości do klastra w przedziale od 132 do 139 proc. Zaczęły słyszeć obraźliwe głosy sugerujące, że nadal nie można całkowicie wyeliminować konsekwencji umieszczenia satelity na niewłaściwej orbicie. W ten sposób zakwestionowano na ogół wszystkie zmierzone przez niego paralaksy.

Zespół Hipparchus został zmuszony do przyznania, że pomiary są generalnie dokładne, ale mogą wymagać ponownego przetworzenia. Chodzi o to, że paralaksy nie mierzy się bezpośrednio w astrometrii kosmicznej. Zamiast tego Hipparchus mierzył kąty między licznymi parami gwiazd w ciągu czterech lat. Kąty te zmieniają się zarówno ze względu na przemieszczenie paralaksy, jak i ze względu na właściwe ruchy gwiazd w przestrzeni. Aby „wydobyć” wartości paralaksy z obserwacji, wymagane jest dość złożone przetwarzanie matematyczne. To właśnie trzeba było powtórzyć. Nowe wyniki zostały opublikowane pod koniec września 2007 r., ale nie jest jeszcze jasne, jak bardzo się to poprawiło.

Ale to nie jedyny problem „Hipparcha”. Wyznaczone przez niego paralaksy cefeid okazały się niewystarczająco dokładne do wiarygodnej kalibracji relacji „okres-jasność”. W ten sposób satelita nie był w stanie rozwiązać drugiego zadania przed nim. Dlatego na świecie rozważanych jest obecnie kilka nowych projektów astrometrii kosmicznej. Najbliżej realizacji jest europejski projekt Gaia, którego uruchomienie planowane jest na 2012 rok. Jego zasada działania jest taka sama jak w przypadku „Hipparcha” – wielokrotne pomiary kątów między parami gwiazd. Jednak dzięki mocnej optyce będzie mógł obserwować znacznie ciemniejsze obiekty, a zastosowanie metody interferometrii zwiększy dokładność pomiaru kątów do kilkudziesięciu mikrosekund łuku. Zakłada się, że „Gaia” będzie w stanie mierzyć odległości w kiloparsekach z błędem nie większym niż 20% iw ciągu kilku lat eksploatacji określi pozycje około miliarda obiektów. To zbuduje trójwymiarową mapę znacznej części Galaktyki.

Wszechświat Arystotelesa kończył się w dziewięciu odległościach od Ziemi do Słońca. Kopernik wierzył, że gwiazdy są 1000 razy dalej niż Słońce. Paralaksy odpychały nawet pobliskie gwiazdy o lata świetlne. Na samym początku XX wieku amerykański astronom Harlow Shapley za pomocą cefeid ustalił, że średnica Galaktyki (którą utożsamiał ze Wszechświatem) mierzona jest w dziesiątkach tysięcy lat świetlnych, a dzięki Hubble'owi granice Wszechświata rozszerzony do kilku gigaparseków. Jak bardzo są ostateczne?

Oczywiście na każdym stopniu drabiny odległości pojawiają się własne, większe lub mniejsze błędy, ale generalnie skale Wszechświata są wyznaczane dość dobrze, testowane różnymi, niezależnymi od siebie metodami i sumują się w jedną spójny obraz. Tak więc współczesne granice wszechświata wydają się być niezmienne. Nie oznacza to jednak, że pewnego dnia nie będziemy chcieli mierzyć odległości od niego do jakiegoś sąsiedniego Wszechświata!

Z pewnością słysząc w jakimś fantastycznym filmie akcji wyrażenie a la „do Tatooine dwadzieścia lata świetlne”, Wielu zadało uzasadnione pytania. Wygłoszę niektóre z nich:

Czy rok nie jest czasem?

Więc co to jest rok świetlny?

Ile jest kilometrów?

Ile to zajmie rok świetlny statek kosmiczny z Na Ziemi?

Dzisiejszy artykuł postanowiłem poświęcić wyjaśnieniu znaczenia tej jednostki miary, porównaniu jej z naszymi zwykłymi kilometrami i pokazania skal z jakimi ona operuje Wszechświat.

Wirtualny zawodnik.

Wyobraź sobie osobę, łamiącą wszystkie zasady, pędzącą autostradą z prędkością 250 km / h. W dwie godziny pokona 500 km, a w cztery – aż 1000. O ile oczywiście przy okazji się rozbije…

Wydawałoby się, że to szybkość! Ale żeby obejść całość Ziemia(≈ 40 000 km), nasz zawodnik będzie potrzebował 40 razy dłużej. A to już 4 x 40 = 160 godzin. Lub prawie cały tydzień ciągłej jazdy!

W końcu jednak nie powiemy, że pokonał 40 000 000 metrów. Ponieważ lenistwo zawsze zmuszało nas do wymyślania i używania krótszych alternatywnych jednostek miary.

Limit.

Ze szkolnego kursu fizyki każdy powinien wiedzieć, że najszybszy jeździec w Wszechświat- lekki. W ciągu jednej sekundy jego promień pokonuje odległość około 300 000 km, a więc okrąży kulę ziemską w 0,134 sekundy. To 4 298 507 razy szybciej niż nasz wirtualny wyścigowiec!

Z Na Ziemi przed Księżycświatło osiąga średnio 1,25 s, do Słońca jego promień poleci za nieco ponad 8 minut.

Kolosalne, prawda? Ale istnienie prędkości większych niż prędkość światła nie zostało jeszcze udowodnione. Dlatego świat naukowy zdecydował, że logiczne byłoby mierzenie skali kosmicznej w jednostkach, w których fala radiowa przechodzi w określonych odstępach czasu (w szczególności światłem).

Odległości.

Zatem, rok świetlny- nic więcej niż odległość, jaką promień światła pokonuje w ciągu jednego roku. W skali międzygwiezdnej używanie mniejszych jednostek odległości nie ma większego sensu. A jednak są. Oto ich przybliżone wartości:

1 sekunda świetlna ≈ 300 000 km;

1 minuta świetlna ≈ 18 000 000 km;

1 godzina świetlna ≈ 1 080 000 000 km;

1 dzień świetlny ≈ 26 000 000 000 km;

1 tydzień świetlny ≈ 181 000 000 000 km;

1 miesiąc świetlny ≈ 790 000 000 000 km.

A teraz, aby zrozumieć, skąd pochodzą liczby, obliczmy, co to jest rok świetlny.

Jest 365 dni w roku, 24 godziny na dobę, 60 minut na godzinę i 60 sekund na minutę. Tak więc rok składa się z 365 x 24 x 60 x 60 = 31 536 000 sekund. W ciągu jednej sekundy światło przemierza 300 000 km. W konsekwencji za rok jego promień pokona odległość 31 536 000 x 300 000 = 9 460 800 000 000 km.

Ten numer czyta się tak: DZIEWIĘĆ BILIONÓW, CZTERY SZEŚĆDZIESIĘĆ MILIARDÓW I OSIEMSTA MILIONÓW kilometrów.

Oczywiście dokładne znaczenie rok świetlny nieco różni się od tego, co obliczyliśmy. Ale przy opisywaniu odległości do gwiazd w artykułach popularnonaukowych najwyższa dokładność w zasadzie nie jest potrzebna, a sto czy dwa miliony kilometrów nie odegrają tu szczególnej roli.

Kontynuujmy teraz nasze eksperymenty myślowe...

Skala.

Załóżmy, że nowoczesny statek kosmiczny odchodzi Układ Słoneczny z trzecią kosmiczną prędkością (≈ 16,7 km/s). Najpierw rok świetlny pokona za 18 000 lat!

4,36 lata świetlne do najbliższego układu gwiezdnego ( Alfa Centauri, patrz zdjęcie na początku) pokona się za około 78 tysięcy lat!

Nasz galaktyka Drogi Mlecznej o średnicy około 100 000 lata świetlne, to przekroczy za 1 miliard 780 milionów lat.

A do najbliższego nam dużego galaktyki, statek kosmiczny nadejdzie dopiero po 36 miliardach lat ...

To są ciasta. Ale teoretycznie nawet Wszechświat pojawiły się zaledwie 16 miliardów lat temu ...

I w końcu ...

Kosmiczna skala, możesz zacząć się zastanawiać nawet bez przekraczania Układ Słoneczny, ponieważ sam jest bardzo duży. Pokazali to bardzo dobrze i wyraźnie np. twórcy projektu Gdyby księżyc byłtylko 1 piksel (Gdyby księżyc miał tylko jeden piksel): http://joshworth.com/dev/pixelspace/pixelspace_solarsystem.html.

Być może na tym zakończę dzisiejszy artykuł. Z radością witam wszystkie pytania, uwagi i życzenia w komentarzach poniżej.

Gwiazdy są najczęstszym typem ciała niebieskie we wszechświecie. Istnieje około 6000 gwiazd do 6 magnitudo, około miliona do 11 magnitudo i do 21 magnitudo, na całym niebie jest około 2 miliardów.

Wszystkie one, podobnie jak Słońce, są gorącymi, samoświecącymi kulami gazu, w głębi których uwalniana jest ogromna energia. Jednak gwiazdy, nawet w najmocniejszych teleskopach, są widoczne jako punkty świetlne, ponieważ znajdują się bardzo daleko od nas.

1. Roczna paralaksa i odległości do gwiazd

Promień Ziemi okazuje się zbyt mały, aby służyć jako podstawa do pomiaru przemieszczenia paralaksy gwiazd i określenia odległości do nich. Nawet w czasach Kopernika było jasne, że jeśli Ziemia naprawdę krąży wokół Słońca, to pozorne pozycje gwiazd na niebie muszą się zmienić. Przez sześć miesięcy Ziemia porusza się o wielkość średnicy swojej orbity. Kierunki do gwiazdy z przeciwległych punktów tej orbity powinny być różne. Innymi słowy, gwiazdy powinny mieć zauważalną roczną paralaksę (ryc. 72).

Paralaksa roczna gwiazdy ρ to kąt, pod którym z gwiazdy widać półoś wielką orbity Ziemi (równą 1 AU), jeśli jest ona prostopadła do linii widzenia.

Im większa odległość D od gwiazdy, tym mniejsza jest jej paralaksa. Paralaktyczne przesunięcie pozycji gwiazdy na niebie w ciągu roku następuje wzdłuż małej elipsy lub okręgu, jeśli gwiazda znajduje się na biegunie ekliptyki (patrz ryc. 72).

Kopernik próbował, ale nie był w stanie wykryć paralaksy gwiazd. Prawidłowo stwierdził, że gwiazdy są zbyt daleko od Ziemi, aby móc wykryć ich przemieszczenie paralaksy za pomocą istniejących wówczas instrumentów.

Po raz pierwszy wiarygodny pomiar rocznej paralaksy gwiazdy Wega przeprowadził w 1837 roku rosyjski akademik V. Ya Struve. Niemal równocześnie z tym paralaksy zostały określone w innych krajach w dwóch kolejnych gwiazdach, z których jedną była α Centauri. Ta gwiazda, niewidoczna w ZSRR, okazała się nam najbliższa, jej roczna paralaksa ρ = 0,75". Pod tym kątem gołym okiem widoczny jest drut o grubości 1 mm z odległości 280 m. małe przemieszczenia kątowe.

Odległość do gwiazdy gdzie a jest wielką półoś orbity Ziemi. Pod małymi kątami jeśli p jest w sekundach łukowych. Następnie, biorąc a = 1 a. Oznacza to, że otrzymujemy:

Odległość do najbliższej gwiazdy α Centauri D = 206 265 ": 0,75" = 270 000 AU. mi. Światło pokonuje tę odległość w ciągu 4 lat, podczas gdy od Słońca do Ziemi zajmuje mu tylko 8 minut, a od Księżyca około 1 sekundy.

Odległość, jaką światło pokonuje w ciągu roku, nazywa się rokiem świetlnym.... Ta jednostka służy do pomiaru odległości wraz z parsek (pc).

Parsek to odległość, z której wielka półoś orbity Ziemi, prostopadła do linii widzenia, jest widoczna pod kątem 1 ".

Odległość w parsekach jest równa odwrotności paralaksy rocznej, wyrażonej w sekundach kątowych. Na przykład odległość do gwiazdy α Centauri wynosi 0,75 "(3/4"), czyli 4/3 pc.

1 parsek = 3,26 lat świetlnych = 206 265 amu. e. = 3 * 10 13 km.

Obecnie głównym sposobem określania odległości do gwiazd jest pomiar rocznej paralaksy. Dla wielu gwiazd zmierzono już paralaksy.

Mierząc paralaksę roczną, można wiarygodnie określić odległość do gwiazd, które nie są większe niż 100 pc, czyli 300 lat świetlnych.

Dlaczego nie można dokładnie zmierzyć rocznej paralaksy więcej niż odległych gwiazd?

Odległości do bardziej odległych gwiazd są obecnie określane innymi metodami (patrz §25.1).

2. Widoczna i bezwzględna wielkość

Jasność gwiazd. Po tym, jak astronomowie byli w stanie określić odległość do gwiazd, odkryto, że gwiazdy różnią się jasnością pozorną, nie tylko ze względu na różnicę odległości do nich, ale także ze względu na ich różnicę. jasność.

Jasność gwiazdy L to moc emisji energii świetlnej w porównaniu z mocą emisji światła przez Słońce.

Jeśli dwie gwiazdy mają tę samą jasność, to gwiazda znajdująca się dalej od nas ma niższą jasność pozorną. Porównywanie jasności gwiazd jest możliwe tylko wtedy, gdy ich pozorna jasność (magnituda) jest obliczona dla tej samej standardowej odległości. Ta odległość w astronomii jest uważana za 10 pc.

Pozorna wielkość gwiazdowa, jaką miałaby gwiazda, gdyby znajdowała się w standardowej odległości D 0 = 10 pc, nazywana jest absolutną wielkością gwiazdową M.

Rozważmy stosunek ilościowy jasności pozornej i absolutnej gwiazdowej gwiazdy znajdującej się w znanej odległości D do niej (lub jej paralaksy p). Przypomnijmy najpierw, że różnica 5 magnitudo odpowiada dokładnie 100-krotnej różnicy jasności. W konsekwencji różnica między jasnościami pozornymi dwóch źródeł jest równa jedności, gdy jedno z nich jest dokładnie jeden raz jaśniejsze od drugiego (wartość ta jest w przybliżeniu równa 2,512). Im jaśniejsze źródło, tym mniejsza jest jego jasność pozorna. W ogólnym przypadku stosunek jasności pozornej dowolnych dwóch gwiazd I 1: I 2 jest związany z różnicą między ich jasnościami pozornymi m 1 i m 2 prostą zależnością:

Niech m będzie jasnością pozorną gwiazdy znajdującej się w odległości D. Gdyby była obserwowana z odległości D 0 = 10 pc, jej jasność pozorna m 0, z definicji, byłaby równa jasności bezwzględnej M. Wtedy jej jasność pozorna jasność zmieni się na

Jednocześnie wiadomo, że pozorna jasność gwiazdy zmienia się odwrotnie proporcjonalnie do kwadratu odległości do niej. W związku z tym

(2)

W konsekwencji,

(3)

Biorąc logarytm tego wyrażenia, znajdujemy:

(4)

gdzie p jest w sekundach łukowych.

Te wzory dają wielkość bezwzględną M zgodnie ze znanym pozorna wielkość mw rzeczywistej odległości od gwiazdy D. Nasze Słońce z odległości 10 pc wyglądałoby w przybliżeniu jak gwiazda 5 jasności pozornej, tj. M ≈ 5 dla Słońca.

Znając jasność bezwzględną M dowolnej gwiazdy, łatwo obliczyć jej jasność L. Przyjmując jasność Słońca L = 1, z definicji jasności możemy napisać, że

Wielkości M i L w różnych jednostkach wyrażają moc promieniowania gwiazdy.

Badanie gwiazd pokazuje, że mogą one różnić się jasnością dziesiątki miliardów razy. W wielkościach ta różnica sięga 26 jednostek.

Wartości bezwzględne gwiazdy o bardzo dużej jasności są ujemne i osiągają M = -9. Takie gwiazdy nazywane są olbrzymami i nadolbrzymami. Promieniowanie gwiazdy S Doradus jest 500 000 razy silniejsze niż promieniowanie naszego Słońca, jej jasność wynosi L = 500 000, najniższą moc promieniowania mają karły o M = + 17 (L = 0,000013).

Aby zrozumieć przyczyny znacznych różnic w jasności gwiazd, konieczne jest rozważenie ich innych cech, które można określić na podstawie analizy promieniowania.

3. Kolor, widma i temperatura gwiazd

Podczas obserwacji zauważyłeś, że gwiazdy mają inny kolor, co jest wyraźnie widoczne w najjaśniejszej z nich. Kolor ogrzanego ciała, w tym gwiazdy, zależy od jego temperatury. Umożliwia to określenie temperatury gwiazd na podstawie rozkładu energii w ich ciągłym widmie.

Kolor i widmo gwiazd są związane z ich temperaturą. Relatywnie chłodne gwiazdy są zdominowane przez promieniowanie w czerwonym obszarze widma, dlatego mają czerwonawy kolor. Temperatura czerwonych gwiazd jest niska. Rośnie kolejno od czerwonych gwiazd do pomarańczowego, następnie żółtego, żółtawego, białego i niebieskawego. Widma gwiazd są niezwykle zróżnicowane. Są one podzielone na klasy oznaczone literami i cyframi łacińskimi (patrz tylna wyklejka). W widmach chłodnych czerwonych gwiazd klasy M przy temperaturze około 3000 K widoczne są pasma absorpcji najprostszych cząsteczek dwuatomowych, najczęściej tlenku tytanu. Widma innych czerwonych gwiazd zdominowane są przez tlenki węgla lub cyrkonu. Czerwone gwiazdy pierwszej wielkości klasy M - Antares, Betelgeza.

W widmach żółtych gwiazd klasy G, do której należy również Słońce (o temperaturze powierzchni 6000 K), przeważają cienkie linie metali: żelazo, wapń, sód itp. Gwiazdą typu Słońca w widmie, kolorze i temperaturze jest jasna Capella w konstelacji Auriga.

W widmach białych gwiazd klasy A podobnie jak Syriusz, Vega i Deneb, linie wodorowe są najsilniejsze. Istnieje wiele słabych linii zjonizowanych metali. Temperatura takich gwiazd wynosi około 10 000 K.

W widmach najgorętszych, niebieskawych gwiazd przy temperaturze około 30 000 K widoczne są linie neutralnego i zjonizowanego helu.

Większość gwiazd ma temperatury od 3 000 do 30 000 K. Niewiele gwiazd ma temperatury około 100 000 K.

Tak więc widma gwiazd bardzo się od siebie różnią i na ich podstawie można określić skład chemiczny i temperaturę atmosfer gwiazd. Badanie widm wykazało, że wodór i hel dominują w atmosferach wszystkich gwiazd.

Różnice w widmach gwiazd tłumaczy się nie tyle różnorodnością ich składu chemicznego, ile różnicą temperatury i innych warunków fizycznych panujących w atmosferach gwiazd. W wysokich temperaturach cząsteczki rozkładają się na atomy. W jeszcze wyższej temperaturze mniej trwałe atomy ulegają zniszczeniu, zamieniają się w jony, tracąc elektrony. Zjonizowane atomy wielu pierwiastków chemicznych, takich jak atomy neutralne, emitują i pochłaniają energię o określonych długościach fal. Porównując intensywności linii absorpcyjnych atomów i jonów tego samego pierwiastek chemiczny ich względna wysokość jest określona teoretycznie. Jest to funkcja temperatury. W ten sposób ciemne linie widm gwiazd można wykorzystać do określenia temperatury ich atmosfer.

Gwiazdy mają tę samą temperaturę i barwę, ale różne jasności, widma są generalnie takie same, ale można zauważyć różnice we względnych natężeniach niektórych linii. Wynika to z faktu, że w tej samej temperaturze ciśnienie w ich atmosferach jest inne. Na przykład w atmosferach gwiazd olbrzymów ciśnienie jest mniejsze, są bardziej rozrzedzone. Jeśli tę zależność wyrazimy graficznie, to intensywność linii można wykorzystać do wyznaczenia jasności absolutnej gwiazdy, a następnie, korzystając ze wzoru (4), określić odległość do niej.

Przykład rozwiązania problemu

Zadanie. Jaka jest jasność gwiazdy ζ Skorpion, jeśli jej pozorna wielkość wynosi 3, a odległość do niej wynosi 7500 ns. lat?

Ćwiczenie nr 20

1. Ile razy Syriusz jest jaśniejszy od Aldebarana? Czy słońce jest jaśniejsze niż Syriusz?

2. Jedna gwiazda jest 16 razy jaśniejsza od drugiej. Jaka jest różnica między ich wielkościami?

3. Parallax Vega 0,11”. Jak długo światło podróżuje z niej na Ziemię?

4. Ile lat zajęłoby przelot w kierunku gwiazdozbioru Liry z prędkością 30 km/s, aby Vega zbliżyła się dwukrotnie?

5. Ile razy gwiazda o jasności 3,4 magnitudo jest słabsza od Syriusza, którego jasność pozorna wynosi -1,6 magnitudo? Jakie są jasności bezwzględne tych gwiazd, jeśli odległość do obu wynosi 3 pc?

6. Nazwij kolor każdej z gwiazd w Dodatku IV zgodnie z ich klasą widmową.

Patrząc przez okno pociągu

Obliczenie odległości do gwiazd tak naprawdę nie przeszkadzało starożytnym ludziom, ponieważ ich zdaniem byli oni przywiązani do sfery niebieskiej i znajdowali się w tej samej odległości od Ziemi, której człowiek nigdy nie mógł zmierzyć. Gdzie my jesteśmy i gdzie są te boskie kopuły?

Wiele, wiele stuleci zajęło ludziom zrozumienie, że wszechświat jest trochę bardziej skomplikowany. Aby zrozumieć świat, w którym żyjemy, należało zbudować model przestrzenny, w którym każda gwiazda znajduje się w pewnej odległości od nas, tak jak turysta potrzebuje mapy do przebycia trasy, a nie panoramicznego zdjęcia okolicy.

Pierwszym asystentem w tym złożonym przedsięwzięciu była paralaksa, znana nam z podróży pociągiem czy samochodem. Czy zauważyłeś, jak szybko przydrożne słupy migoczą na tle odległych gór? Jeśli zauważyłeś, możesz pogratulować: nieświadomie odkryłeś ważną cechę przemieszczenia paralaksy - dla bliskich obiektów jest znacznie większa i bardziej zauważalna. I wzajemnie.

Co to jest paralaksa?

W praktyce paralaksa zaczęła działać dla osoby w geodezji i (gdzie możemy bez niej pojechać?!) w sprawach wojskowych. Istotnie, kto, jeśli nie artylerzyści, musi mierzyć odległości do odległych obiektów z najwyższą możliwą dokładnością? Ponadto metoda triangulacji jest prosta, logiczna i nie wymaga użycia skomplikowanych urządzeń. Wystarczy z akceptowalną dokładnością zmierzyć dwa kąty i jedną odległość, tzw. podstawę, a następnie za pomocą elementarnej trygonometrii wyznaczyć długość jednej z nóg trójkąt prostokątny.

Triangulacja w praktyce

Wyobraź sobie, że musisz określić odległość (d) od jednego wybrzeża do niedostępnego punktu na statku. Poniżej podamy algorytm wymaganych do tego działań.

Zaznacz dwa punkty na brzegu (A) i (B), odległość między którymi znasz (l).
Zmierz kąty α i β.
Oblicz d według wzoru:

Paralaktyczne przemieszczenie bliskichgwiazdy w tle

Oczywiście dokładność zależy bezpośrednio od wielkości podstawy: im dłuższa, tym odpowiednio większe będą przemieszczenia i kąty paralaksy. Dla obserwatora ziemskiego maksymalną możliwą podstawą jest średnica orbity Ziemi wokół Słońca, czyli pomiary muszą być wykonywane w odstępach co sześć miesięcy, kiedy nasza planeta znajduje się w diametralnie przeciwnym punkcie orbity. Taką paralaksę nazywa się roczną, a pierwszym astronomem, który próbował ją zmierzyć, był słynny Duńczyk Tycho Brahe, słynący z wyjątkowej naukowej pedanterii i odrzucenia systemu kopernikańskiego.

Być może przestrzeganie przez Brahe idei geocentryzmu odegrało z nim okrutny żart: zmierzone roczne paralaksy nie przekraczały minuty kątowej i można je było przypisać błędom instrumentalnym. Astronom z czystym sumieniem był przekonany o „poprawności” systemu Ptolemeusza – Ziemia nigdzie się nie porusza i znajduje się w centrum małego przytulnego Wszechświata, w którym Słońce i inne gwiazdy są dosłownie rzutem kamieniem, tylko 15-20 razy dalej niż Księżyc. Jednak prace Tycho Brahe nie poszły na marne, stając się podstawą do odkrycia praw Keplera, które ostatecznie położyły kres przestarzałym teoriom Układu Słonecznego.

Kartografowie gwiazd

Spacja „linijka”

Należy zauważyć, że triangulacja wykonała świetną robotę w naszym kosmicznym domu, zanim poważnie zajmiemy się odległymi gwiazdami. Głównym zadaniem było wyznaczenie odległości do Słońca, tej samej jednostki astronomicznej, bez dokładnej wiedzy o tym, które pomiary paralaks gwiezdnych stają się bezsensowne. Pierwszą osobą na świecie, która postawiła sobie takie zadanie, był starożytny grecki filozof Arystarch z Samos, który zaproponował heliocentryczny system świata 1500 lat przed Kopernikiem. Po wykonaniu skomplikowanych obliczeń opartych na dość przybliżonej wiedzy o tamtej epoce, odkrył, że Słońce było 20 razy dalej niż Księżyc. Przez wiele stuleci wartość tę uznawano za prawdziwą, stając się jednym z podstawowych aksjomatów teorii Arystotelesa i Ptolemeusza.

Dopiero Kepler, zbliżając się do zbudowania modelu Układu Słonecznego, poddał tę wartość poważnej ocenie. W tej skali nie było w żaden sposób możliwe powiązanie prawdziwych danych astronomicznych z odkrytymi przez niego prawami ruchu ciał niebieskich. Intuicyjnie Kepler sądził, że Słońce jest znacznie dalej od Ziemi, ale jako teoretyk nie mógł znaleźć sposobu, aby potwierdzić (lub obalić) swoje przypuszczenia.

Ciekawe, że prawidłowe oszacowanie wielkości jednostki astronomicznej stało się możliwe właśnie na podstawie praw Keplera, które określają „sztywną” strukturę przestrzenną Układu Słonecznego. Astronomowie mieli to dokładne i szczegółowa mapa, na którym pozostało tylko określenie skali. Dokonali tego Francuzi Jean Dominique Cassini i Jean Richet, którzy zmierzyli położenie Marsa na tle odległych gwiazd podczas opozycji (w tej pozycji Mars, Ziemia i Słońce leżą na jednej prostej, a odległość między planety są minimalne).

Punktami pomiarowymi były Paryż i stolica Gujany Francuskiej, Cayenne, oddalona o dobre 7 tysięcy kilometrów. Młody Richet udał się do kolonii południowoamerykańskiej, a czcigodny Cassini pozostał „muszkieterem” w Paryżu. Po powrocie młodego kolegi naukowcy zabrali się do obliczeń i pod koniec 1672 roku przedstawili wyniki swoich badań - według ich obliczeń jednostka astronomiczna wynosiła 140 milionów kilometrów. Później, aby wyjaśnić skalę Układu Słonecznego, astronomowie wykorzystali tranzyt Wenus przez dysk słoneczny, który miał miejsce czterokrotnie w XVIII-XIX wieku. I być może badania te można nazwać pierwszymi międzynarodowymi projektami naukowymi: oprócz Anglii, Niemiec i Francji Rosja stała się w nich aktywnym uczestnikiem. Na początku XX wieku ostatecznie ustalono skalę Układu Słonecznego i przyjęto współczesną wartość jednostki astronomicznej - 149,5 miliona kilometrów.

Arystarch zasugerował, że księżyc ma kształt kuli i jest oświetlany przez słońce. Dlatego jeśli Księżyc wygląda na „podzielony” na pół, to kąt Ziemia-Księżyc-Słońce jest właściwy.
Następnie Arystarch obliczył kąt Słońce-Ziemia-Księżyc poprzez bezpośrednią obserwację.
Stosując zasadę „suma kątów trójkąta wynosi 180 stopni”, Arystarch obliczył kąt Ziemia-Słońce-Księżyc.
Używając proporcji trójkąta prostokątnego, Arystarch obliczył, że odległość Ziemia-Księżyc jest 20 razy większa niż odległość Ziemia-Słońce. Notatka! Arystarch nie obliczył dokładnej odległości.

Parseki, parseki

Cassini i Richet obliczyli położenie Marsa względem odległych gwiazd

A dzięki tym wstępnym danym można było już stwierdzić dokładność pomiarów. Ponadto instrumenty goniometryczne osiągnęły wymagany poziom. Rosyjski astronom Wasilij Struwe, dyrektor obserwatorium uniwersyteckiego w Dorpacie (obecnie Tartu w Estonii), opublikował wyniki pomiaru rocznej paralaksy Vegi w 1837 roku. Okazało się, że jest równy 0,12 sekundy kątowej. Pałeczkę podniósł Niemiec Friedrich Wilhelm Bessel, uczeń wielkiego Gaussa, który rok później zmierzył paralaksę gwiazdy 61 w gwiazdozbiorze Łabędzia – 0,30 sekundy kątowej, oraz Szkot Thomas Henderson, który „złapał” słynna Alpha Centauri z paralaksą 1,2 ”. Później jednak okazało się, że ten ostatni trochę przesadził i faktycznie gwiazda jest przesunięta o zaledwie 0,7 sekundy kątowej rocznie.

Zgromadzone dane wykazały, że roczna paralaksa gwiazd nie przekracza jednej sekundy kątowej. Została zaakceptowana przez naukowców do wprowadzenia nowej jednostki miary - parseka (w skrócie „paralaksy sekunda”). Z tak szalonej odległości, jak na konwencjonalne standardy, promień orbity Ziemi jest widoczny pod kątem 1 sekundy. Aby wyraźniej przedstawić skalę kosmiczną, załóżmy, że jednostka astronomiczna (a jest to promień orbity Ziemi równy 150 milionom kilometrów) „skompresowana” w 2 komórki tetrad (1 cm). A więc: można je „zobaczyć” pod kątem 1 sekundy… z dwóch kilometrów!

W przypadku kosmicznych głębi parseki nie są odległością, chociaż nawet światło będzie potrzebowało trzech i ćwierć roku, aby ją pokonać. W ciągu zaledwie kilkunastu parseków naszych gwiezdnych sąsiadów można dosłownie policzyć na jednej ręce. Jeśli chodzi o skale galaktyczne, to słuszne jest operowanie kilo- (tysiąc jednostek) i megaparsekami (odpowiednio milion), które w naszym modelu „tetrad” mogą już wspinać się do innych krajów.

Prawdziwy boom na ultraprecyzyjne pomiary astronomiczne rozpoczął się wraz z pojawieniem się fotografii. Teleskopy „wielkookie” z 1-metrowymi obiektywami, czułe klisze fotograficzne przeznaczone do wielogodzinnego naświetlania, precyzyjne mechanizmy zegarowe, które obracają teleskop synchronicznie z obrotem Ziemi – wszystko to pozwoliło pewnie rejestrować roczne paralaksy z dokładnością do 0,05 sekundy łukowe, a tym samym określić odległości do 100 parseków. Na więcej (a raczej na mniej) technologia ziemska nie jest w stanie: przeszkadza kapryśna i niespokojna atmosfera ziemska.

Jeśli pomiary są wykonywane na orbicie, dokładność może ulec znacznej poprawie. Właśnie w tym celu w 1989 r. na orbitę okołoziemską wystrzelono astrometrycznego satelitę „Hipparchus” (HIPPARCOS, od angielskiego High Precision Parallax Collecting Satellite), opracowanego przez Europejską Agencję Kosmiczną.

W wyniku pracy teleskop orbitalny Hipparch skompilował fundamentalny katalog astrometryczny.
Z pomocą Gai skompilowano trójwymiarową mapę części naszej Galaktyki, wskazując współrzędne, kierunek ruchu i kolor około miliarda gwiazd.

Efektem jego pracy jest katalog 120 tysięcy obiektów gwiezdnych z rocznymi paralaksami wyznaczanymi z dokładnością do 0,01 sekundy kątowej. A jego następca, satelita Gaia (Global Astrometric Interferometer for Astrophysics), wystrzelony 19 grudnia 2013 r., rysuje przestrzenną mapę najbliższego galaktycznego otoczenia z miliardem (!) obiektów. A kto wie, może przyda się naszym wnukom.