Яка відстань між нами і наднової можна вважати безпечним? Світловий рік і космічні масштаби Річний паралакс і відстані до зірок.

Принцип параллакса на простому прикладі.

Спосіб визначення відстані до зірок за допомогою вимірювання кута видимого зміщення (параллакса).

Томас Хендерсон, Василь Якович Струве і Фрідріх Бессель вперше виміряли відстані до зірок методом паралаксів.

Схема розташування зірок в радіусі 14 світлових років від Сонця. Включно із Сонцем, в цій області знаходяться 32 відомі зоряні системи (Inductiveload / wikipedia.org).

Наступне відкриття (30-ті роки XIX століття) - визначення зоряних паралаксів. Вчені давно підозрювали, що зірки можуть бути схожими на далекі сонця. Однак це все-таки була гіпотеза, причому, я б сказав, до цього часу практично ні на чому не заснована. Було важливо навчитися безпосередньо вимірювати відстань до зірок. Як це робити, люди розуміли досить давно. Земля обертається навколо Сонця, і, якщо, наприклад, сьогодні зробити точну замальовку зоряного неба (в XIX столітті зробити фотографію було ще не можна), почекати півроку і повторно замалювати небо, можна помітити, що частина зірок змістилася щодо інших, далеких об'єктів. Причина проста - ми дивимося тепер на зірки з протилежного краю земної орбіти. Виникає зміщення близьких об'єктів на тлі далеких. Це точно так само, як якщо ми спочатку подивимося на палець одним оком, а потім іншим. Ми зауважимо, що палець зміщується на тлі далеких об'єктів (або далекі об'єкти зміщуються щодо пальця, в залежності від того, яку ми виберемо систему відліку). Тихо Браге, кращий астроном-спостерігач дотелескопіческой епохи, намагався виміряти ці паралакси, але не виявив їх. По суті, він дав просто нижню межу відстані до зірок. Він сказав, що зірки як мінімум далі, ніж, приблизно, світловий місяць (хоча, такого терміна тоді, звичайно, ще не могло бути). А в 30-ті роки розвиток технології телескопічних спостережень дозволило точніше вимірювати відстані до зірок. І не дивно, що відразу три людини в різних частинах земної кулі провели такі спостереження для трьох різних зірок.

Першим формально правильно відстань до зірок виміряв Томас Хендерсон. Він спостерігав Альфу Центавра в Південній півкулі. Йому пощастило, він практично випадково вибрав найближчу зірку з тих, які видно неозброєним оком у Південній півкулі. Але Хендерсон вважав, що йому не вистачає точності спостережень, хоча значення він отримав правильне. Помилки, на його думку, були великими, і він результат свій відразу не опублікував. Василь Якович Струве спостерігав в Європі і вибрав яскраву зірку північного неба - Вегу. Йому теж пощастило - він міг би вибрати, наприклад, Арктур, який набагато далі. Струве визначив відстань до Веги і навіть опублікував результат (який, як потім виявилося, був дуже близький до істини). Однак він кілька разів його уточнював, зраджував, і тому багато хто вважав, що не можна вірити цьому результату, оскільки сам автор його постійно змінює. А Фрідріх Бессель вчинив по-іншому. Він вибрав не яскраву зірку, а ту, яка швидко рухається по небу - 61 Лебедя (сама назва говорить, що, напевно, вона не дуже яскрава). Зірки трошки рухаються відносно один одного, і, природно, чим ближче до нас зірки, тим помітніше цей ефект. Точно так же, як в поїзді придорожні стовпи дуже швидко миготять за вікном, ліс лише повільно зміщується, а Сонце фактично стоїть на місці. У 1838 році він опублікував дуже надійний паралакс зірки 61 Лебедя і правильно виміряв відстань. Ці виміри вперше довели, що зірки - це далекі сонця, і стало ясно, що світність всіх цих об'єктів відповідають сонячним значенням. Визначення паралаксів для перших десятків зірок дозволило побудувати тривимірну карту сонячних околиць. Все-таки людині завжди було дуже важливо будувати карти. Це робило світ як би трохи більш контрольованим. Ось карта, і вже чужа місцевість не здається такою загадковою, напевно там не живуть дракони, а просто якийсь темний ліс. Поява вимірювання відстаней до зірок дійсно зробило найближчу сонячну околиця в кілька світлових років якийсь більш, що чи, доброзичливою.

Це - глава з стінгазети, випущеної благодійним проектом «Коротко і ясно про найцікавіше». Натисніть на мініатюру газети нижче і читайте інші статті з тематики. Дякую!

Матеріал випуску люб'язно надав Сергій Борисович Попов - астрофізик, доктор фізико-математичних наук, професор Російської академії наук, провідний науковий співробітник Державного астрономічного інституту ім. Штернберга Московського державного університету, лауреат кількох престижних премій в галузі науки і освіти. Сподіваємося, що знайомство з випуском буде корисно і школярам, \u200b\u200bі батькам, і вчителям - особливо зараз, коли астрономія знову увійшла в список обов'язкових шкільних предметів (наказ №506 Міністерства освіти та науки від 7 червня 2017 року).

Все стінгазети, видані нашим благодійним проектом «Коротко і ясно про найцікавіше», чекають вас на сайті к-я.рф. Є також

Як визначити відстань до зірок? Звідки відомо, що до альфа Центавра - близько 4 світлових років? Адже за яскравістю зірки, як такої, мало що визначиш - блиск у тьмяною близькою і яскравою далекої зірки може бути однаковим. І все ж є багато досить надійних способів визначити відстані від Землі до найдальших куточків Всесвіту. Астрометричної супутник «Гіппарх» за 4 роки роботи визначив відстані до 118 тисяч зірок SPL

Що б не говорили фізики про тривимірності, шестімерной або навіть одіннадцатімерності простору, для астронома спостерігається Всесвіт завжди двумерна. Те, що відбувається в Космосі бачиться нам в проекції на небесну сферу, подібно до того, як в кіно на плоский екран проектується вся складність життя. На екрані ми легко відрізняємо далеке від близького завдяки знайомству з об'ємним оригіналом, але в двовимірної розсипи зірок немає наочної підказки, що дозволяє звернути її в тривимірну карту, придатну для прокладки курсу міжзоряного корабля. Тим часом відстані - це ключ чи не до половини всієї астрофізики. Як без них відрізнити близьку тьмяну зірку від далекого, але яскравого квазара? Тільки знаючи відстань до об'єкта, можна оцінити його енергетику, а звідси пряма дорога до розуміння його фізичної природи.

Недавній приклад невизначеності космічних відстаней - проблема джерел гамма-сплесків, коротких імпульсів жорсткого випромінювання, приблизно раз на добу приходять на Землю з різних напрямків. Початкові оцінки їх віддаленості варіювалися від сотень астрономічних одиниць (десятки світлових годин) до сотень мільйонів світлових років. Відповідно, і розкид в моделях також вражав - від анігіляції комет з антиречовини на околицях Сонячної системи до стрясають весь Всесвіт вибухів нейтронних зірок і народження білих дір. До середини 1990-х було запропоновано понад сотню різних пояснень природи гамма-сплесків. Тепер же, коли ми змогли оцінити відстані до їх джерел, моделей залишилося тільки дві.

Але як виміряти відстань, якщо до предмету не дотягнутися ні лінійкою, ні променем локатора? На допомогу приходить метод тріангуляції, широко застосовуваний у звичайній земної геодезії. Вибираємо відрізок задовгі - базу, вимірюємо з його кінців кути, під якими видно недоступна з тих чи інших причин точка, а потім прості тригонометричні формули дають шукане відстань. Коли ми переходимо з одного кінця бази на інший, видиме напрямок на точку змінюється, вона зсувається на тлі далеких об'єктів. Це називається параллактическим зміщенням, або параллаксом. Величина його тим менше, ніж далі об'єкт, і тим більше, чим довше база.

Для вимірювання відстаней до зірок доводиться брати максимально доступну астрономам базу, рівну діаметру земної орбіти. Відповідне параллактическое зміщення зірок на небі (строго кажучи, його половину) стали називати річним параллаксом. Виміряти його намагався ще Тихо Браге, якому припала до душі ідея Коперника про обертання Землі навколо Сонця, і він вирішив її перевірити - паралакси адже ще і доводять орбітальний рух Землі. Проведені вимірювання мали вражаючу для XVI століття точність - близько однієї хвилини дуги, але для вимірювання паралаксів цього було зовсім недостатньо, про що сам Браге не здогадувався і зробив висновок, що система Коперника невірна.

Відстань до зоряних скупчень визначають методом підгонки головної послідовності

Наступне наступ на паралакс зробив в 1726 році англієць Джеймс Бредлі, майбутній директор Грінвічській обсерваторії. Спочатку здавалося, що йому посміхнулася удача: обрана для спостережень зірка гамма Дракона дійсно протягом року коливалася навколо свого середнього положення з розмахом 20 секунд дуги. Однак напрямок цього зсуву відрізнялося від очікуваного для паралаксів, і Бредлі незабаром знайшов правильне пояснення: швидкість руху Землі по орбіті складається зі швидкістю світла, що йде від зірки, і змінює його видиме напрямок. Точно так же краплі дощу залишають похилі доріжки на стеклах автобуса. Це явище, що отримало назву річної аберації, стало першим прямим доказом руху Землі навколо Сонця, але не мало ніякого відношення до Паралакс.

Лише через століття точність кутомірних інструментів досягла необхідного рівня. В кінці 30-х років XIX століття, за висловом Джона Гершеля, «стіна, що заважала проникненню в зоряну Всесвіт, була пробита майже одночасно в трьох місцях». У 1837 році Василь Якович Струве (в той час директор Дерптської обсерваторії, а пізніше - Пулковської) опублікував виміряний їм паралакс Веги - 0,12 кутової секунди. На наступний рік Фрідріх Вільгельм Бессель повідомив, що паралакс зірки 61-й Лебедя становить 0,3 ". А ще через рік шотландський астроном Томас Гендерсон, який працював в Південній півкулі на мисі Доброї Надії, виміряв паралакс в системі альфа Центавра - 1,16" . Правда, пізніше з'ясувалося, що це значення завищено в 1,5 рази і на всьому небі немає жодної зірки з параллаксом більше 1 секунди дуги.

Для відстаней, виміряних параллактическим методом, була введена спеціальна одиниця довжини - парсек (від параллактическая секунда, пк). В одному парсек міститься 206 265 астрономічних одиниць, або 3,26 світлового року. Саме з такої дистанції радіус земної орбіти (1 астрономічна одиниця \u003d 149,5 мільйона кілометрів) видно під кутом в 1 секунду. Щоб визначити відстань до зірки в парсеках, потрібно розділити одиницю на її паралакс в секундах. Наприклад, до найближчої до нас зоряної системи альфа Центавра 1 / 0,76 \u003d 1,3 пса, або 270 тисяч астрономічних одиниць. Тисяча парсек називається кілопарсек (кпк), мільйон парсек - мегапарсек (Мпк), мільярд - гігапарсеком (ЦПК).

Вимірювання надзвичайно малих кутів вимагало технічної витонченості і величезного старанності (Бессель, наприклад, обробив понад 400 окремих спостережень 61-й Лебедя), однак після першого прориву справа пішла легше. До 1890 року були виміряні паралакси вже трьох десятків зірок, а коли в астрономії стала широко застосовуватися фотографія, точне вимірювання паралаксів і зовсім було поставлено на потік. Вимірювання паралаксів - єдиний метод прямого визначення відстаней до окремих зірок. Але при наземних спостереженнях атмосферні перешкоди не дозволяють параллактическим методом вимірювати відстані понад 100 пк. Для Всесвіту це не дуже велика величина. ( «Тут недалеко, парсеків сто», - як казав Громозека.) Там, де пасують геометричні методи, на виручку приходять фотометричні.

геометричні рекорди

В останні роки все частіше публікуються результати вимірювання відстаней до дуже компактних джерел радіовипромінювання - мазерів. Їх випромінювання доводиться на радіодіапазон, що дозволяє спостерігати їх на радіоінтерферометрів, здатних вимірювати координати об'єктів з мікросекундної точністю, недосяжною в оптичному діапазоні, в якому спостерігаються зірки. Завдяки Мазер тригонометричні методи вдається застосовувати не тільки до далеких об'єктів нашої Галактики, а й до інших галактик. Так, наприклад, в 2005 році Андреас Брунталер (Andreas Brunthaler, Німеччина) і його колеги визначили відстань до галактики М33 (730 кпк), зіставивши кутовий зсув мазерів зі швидкістю обертання цієї зоряної системи. А роком пізніше Йе Зу (Ye Xu, КНР) з колегами застосували класичний метод паралаксів до «місцевим» мазерним джерел, щоб виміряти відстань (2 кпк) до одного з спіральних рукавів нашої Галактики. Мабуть, далі всіх вдалося просунутися в 1999 році Дж. Хернстіну (США) з колегами. Відстежуючи рух мазерів в аккреційному диску навколо чорної діри в ядрі активної галактики NGC 4258, астрономи визначили, що ця система віддалена від нас на відстань 7,2 Мпк. На сьогоднішній день це абсолютний рекорд геометричних методів.

Стандартні свічки астрономів

Чим далі від нас знаходиться джерело випромінювання, тим він тьмяніше. Якщо дізнатися справжню світність об'єкта, то, порівнявши її з видимим блиском, можна знайти відстань. Ймовірно, першим застосував цю ідею до вимірювання відстаней до зірок Гюйгенс. Вночі він спостерігав Сіріус, а вдень порівнював його блиск з крихітним отвором в екрані, закривав Сонце. Підібравши розмір отвору так, щоб обидві яскравості збігалися, і порівнявши кутові величини отвору і сонячного диска, Гюйгенс зробив висновок, що Сіріус знаходиться від нас в 27 664 рази далі, ніж Сонце. Це в 20 разів менше реальної відстані. Частково помилка пояснювалася тим, що Сіріус насправді набагато яскравіша за Сонце, а почасти - труднощами порівняння блиску по пам'яті.

Прорив в області фотометричних методів трапився з приходом в астрономію фотографії. На початку XX століття Обсерваторія Гарвардського коледжу вела масштабну роботу по визначенню блиску зірок по миска. Особлива увага приділялася змінних зірок, блиск яких відчуває коливання. Вивчаючи змінні зірки особливого класу - цефеїди - в Малій Магеллановій Хмарі, Генрієтта Левітт помітила, що чим вони яскравіше, тим більше період коливання їх блиску: зірки з періодом в декілька десятків днів виявилися приблизно в 40 разів яскравіше зірок з періодом порядку діб.

Оскільки всі цефеїди Левітт перебували в одній і тій же зоряній системі - Малому Магеллановій Хмарі, - можна було вважати, що вони віддалені від нас на одне і те ж (хай і невідоме) відстань. Значить, різниця в їх видимому блиску пов'язана з реальними відмінностями в світності. Залишалося визначити геометричним методом відстань до однієї цефеїди, щоб прокалибровать всю залежність і отримати можливість, вимірявши період, визначати справжню світність будь цефеїди, а по ній відстань до зірки і містить її зоряної системи.

Але, на жаль, в околицях Землі немає цефеїд. Найближча з них - Полярна зірка - віддалена від Сонця, як ми тепер уже знаємо, на 130 пк, тобто знаходиться поза межами досяжності для наземних паралактичних вимірювань. Це не дозволяло перекинути місток безпосередньо від паралаксів до цефеидам, і астрономам довелося зводити конструкцію, яку тепер образно називають сходами відстаней.

Проміжним ступенем на ній стали розсіяні зоряні скупчення, що включають від кількох десятків до сотень зірок, пов'язаних загальним часом і місцем народження. Якщо нанести на графік температуру і світність всіх зірок скупчення, велика частина точок ляже на одну похилу лінію (точніше, смугу), яка називається головною послідовністю. Температуру з високою точністю визначають по спектру зірки, а світність - по видимому блиску і відстані. Якщо відстань невідомо, на допомогу знову приходить той факт, що всі зірки скупчення віддалені від нас практично однаково, так що в межах скупчення видимий блиск все одно можна використовувати в якості запобіжного світності.

Оскільки зірки скрізь однакові, головні послідовності у всіх скупчень повинні збігатися. Відмінності пов'язані лише з тим, що вони знаходяться на різних відстанях. Якщо визначити геометричним методом відстань до одного з скупчень, то ми дізнаємося, як виглядає «справжня» головна послідовність, і тоді, порівнявши з нею дані по іншим скупченням, ми визначимо відстані до них. Цей метод називається «підгонкою головної послідовності». Еталоном для нього довгий час служили Плеяди і Гіади, відстані до яких були визначені методом групових паралаксів.

На щастя для астрофізики, приблизно в двох десятках розсіяних скупчень виявлені цефеїди. Тому, вимірявши відстані до цих скупчень за допомогою підгонки головної послідовності, можна «дотягнути сходи» і до цефеїд, які виявляються на її третього ступеня.

У ролі індикатора відстаней цефеїди дуже зручні: їх відносно багато - вони знайдуться в будь-який галактиці і навіть в будь-якому кульовому скупченні, а будучи зірками-гігантами, вони досить яскраві, щоб вимірювати по ним міжгалактичні дистанції. Завдяки цьому вони заслужили багато гучних епітетів, на кшталт «маяків Всесвіту» або «верствах стовпів астрофізики». Цефеідная «лінійка» простягається до 20 Мпк - це приблизно в сто разів більше розмірів нашої Галактики. Далі їх вже не розрізнити навіть в наймогутніші сучасні інструменти, і, щоб піднятися на четверту сходинку сходів відстаней, потрібно щось яскравішою.

До околиць Всесвіту

Один з найбільш потужних позагалактичних методів вимірювання відстаней заснований на закономірності, відомої як співвідношення Таллі - Фішера: чим яскравіше спіральна галактика, тим швидше вона обертається. Коли галактика видно з ребра або під значним нахилом, половина її речовини через обертання наближається до нас, а половина - видаляється, що призводить до розширення спектральних ліній внаслідок ефекту Доплера. З цього розширення визначають швидкість обертання, по ній - світність, а потім з порівняння з видимої яскравістю - відстань до галактики. І, звичайно, для калібрування цього методу потрібні галактики, відстані до яких вже виміряні по цефеидам. Метод Таллі - Фішера вельми далекобійний і охоплює галактики, віддалені від нас на сотні мегапарсек, а й у нього є межа, оскільки для дуже далеких і слабких галактик не одержати досить якісних спектрів.

У трохи більшому діапазоні відстаней діє ще одна «стандартна свічка» - наднові типу Ia. Спалахи таких наднових є «однотипні» термоядерні вибухи білих карликів з масою трохи вище критичної (1,4 маси Сонця). Тому у них немає причин сильно варіюватися по потужності. Спостереження таких наднових в близьких галактиках, відстані до яких вдається визначити по цефеидам, як ніби то підтверджують це сталість, і тому космічні термоядерні вибухи широко застосовуються зараз для визначення відстаней. Вони видно навіть в мільярдах парсек від нас, але зате ніколи не знаєш, відстань до якої галактики вдасться виміряти, адже заздалегідь невідомо, де саме спалахне чергова наднова.

Просунутися ще далі дозволяє поки лише один метод - червоні зсуви. Його історія, як і історія цефеїд, починається одночасно з XX століттям. У 1915 році американець Вести Слайфер, вивчаючи спектри галактик, зауважив, що в більшості з них лінії зміщені в червону сторону щодо «лабораторного» положення. У 1924 році німець Карл Віртц звернув увагу, що це зміщення тим сильніше, чим менше кутові розміри галактики. Однак звести ці дані в єдину картину вдалося тільки Едвіну Хабблу в 1929 році. Згідно ефекту Доплера червоне зміщення ліній у спектрі означає, що об'єкт віддаляється від нас. Зіставивши спектри галактик з відстанями до них, визначеними по цефеидам, Хаббл сформулював закон: швидкість видалення галактики пропорційна відстані до неї. Коефіцієнт пропорційності в цьому співвідношенні отримав назву постійної Хаббла.

Тим самим було відкрито розширення Всесвіту, а разом з ним можливість визначення відстаней до галактик за їхніми спектрами, звичайно, за умови, що постійна Хаббла прив'язана до якихось інших «лінійок». Сам Хаббл виконав цю прив'язку з помилкою майже на порядок, яку вдалося виправити тільки в середині 1940-х років, коли з'ясувалося, що цефеїди діляться на кілька типів з різними співвідношеннями «період - світність». Калібрування виконали заново з опорою на «класичні» цефеїди, і тільки тоді значення постійної Хаббла стало близьким до сучасних оцінками: 50 100 км / с на кожен мегапарсек відстані до галактики.

Зараз по червоним зміщенням визначають відстані до галактик, віддалених від нас на тисячі мегапарсек. Правда, в мегапарсек ці відстані вказують тільки в популярних статтях. Справа в тому, що вони залежать від прийнятої в розрахунках моделі еволюції Всесвіту, і до того ж в розширенні просторі не цілком ясно, яку відстань мається на увазі: те, на якому була галактика в момент випускання випромінювання, або те, на якому вона знаходиться в момент його прийому на Землі, або ж відстань, пройдену світлом, на шляху від вихідної точки до кінцевої. Тому астрономи вважають за краще вказувати для далеких об'єктів тільки безпосередньо спостережувану величину червоного зсуву, що не переводячи її в мегапарсек.

Червоні зміщення - це єдиний на сьогодні метод оцінки «космологічних» відстаней, порівнянних з «розміром Всесвіту», і разом з тим це, мабуть, наймасовіша техніка. У липні 2007 року опубліковано каталог червоних зсувів 77 418 767 галактик. Правда, при його створенні використовувалася кілька спрощена автоматична методика аналізу спектрів, і тому в деяких установок могли украстися помилки.

Гра в команді

Геометричні методи вимірювання відстаней не вичерпуються річним параллаксом, в якому видимі кутові зміщення зірок порівнюються з переміщеннями Землі по орбіті. Ще один підхід спирається на рух Сонця і зірок одна відносно одної. Уявімо собі зоряне скупчення, що пролітає повз Сонця. За законами перспективи видимі траєкторії його зірок, як рейки на горизонті, сходяться в одну точку - радіант. Його положення говорить про те, під яким кутом до променя зору летить скупчення. Знаючи цей кут, можна розкласти рух зірок скупчення на дві компоненти - уздовж променя зору і перпендикулярно йому по небесній сфері - і визначити пропорцію між ними. Променеву швидкість зірок в кілометрах в секунду вимірюють за ефектом Доплера і з урахуванням знайденої пропорції обчислюють проекцію швидкості на небосхил - теж в кілометрах в секунду. Залишається порівняти ці лінійні швидкості зірок з кутовими, визначеними за результатами багаторічних спостережень, - і відстань буде відомо! Цей спосіб працює до декількох сотень парсек, але застосовується лише до зоряним скупченням і тому називається методом групових паралаксів. Саме так були вперше виміряні відстані до Гиад і Плеяд.

Вниз по сходах, що ведуть нагору

Вибудовуючи нашу драбину до околиць Всесвіту, ми замовчували про фундамент, на якому вона спочиває. Тим часом метод паралаксів дає відстань не в еталонних метрах, а в астрономічних одиницях, тобто в радіусах земної орбіти, величину якої теж вдалося визначити далеко не відразу. Так що оглянемося назад і спустимося по сходах космічних відстаней на Землю.

Ймовірно, першим віддаленість Сонця спробував визначити Аристарх Самоський, який запропонував геліоцентричну систему світу за півтори тисячі років до Коперника. У нього вийшло, що Сонце знаходиться в 20 разів далі від нас, ніж Місяць. Ця оцінка, як ми тепер знаємо, занижена в 20 разів, протрималася аж до епохи Кеплера. Той хоча сам і не виміряв астрономічну одиницю, але вже зазначив, що Сонце має бути набагато далі, ніж вважав Аристарх (а за ним і всі інші астрономи).

Першу більш-менш прийнятну оцінку відстані від Землі до Сонця отримали Жан Домінік Кассіні і Жан Ріше. У 1672 році, під час протистояння Марса, вони виміряли його положення на тлі зірок одночасно з Парижа (Кассіні) і Кайєн (Ріше). Відстань від Франції до Французької Гвіани послужило базою параллактического трикутника, з якого вони визначили відстань до Марса, а потім по рівняннях небесної механіки вирахували астрономічну одиницю, отримавши значення 140 мільйонів кілометрів.

Протягом наступних двох століть головним інструментом для визначення масштабів Сонячної системи стали проходження Венери по диску Сонця. Спостерігаючи їх одночасно з різних точок земної кулі, можна обчислити відстань від Землі до Венери, а звідси і всі інші відстані в Сонячній системі. У XVIII-XIX століттях це явище спостерігалося чотири: в 1761, 1769 1874 і одна тисячі вісімсот вісімдесят два роки. Ці спостереження стали одними з перших міжнародних наукових проектів. Споряджалися масштабні експедиції (англійською експедицією 1769 року керував знаменитий Джеймс Кук), створювалися спеціальні спостережні станції ... І якщо в кінці XVIII століття Росія лише надала французьким вченим можливість спостерігати проходження зі своєї території (з Тобольська), то в 1874 і тисяча вісімсот вісімдесят дві роках російські вчені вже брали активну участь в дослідженнях. На жаль, виняткова складність спостережень привела до значного різнобою в оцінках астрономічної одиниці - приблизно від 147 до 153 мільйонів кілометрів. Більш надійне значення - 149,5 мільйона кілометрів - було отримано тільки на рубежі XIX-XX століть за спостереженнями астероїдів. І, нарешті, потрібно враховувати, що результати всіх цих вимірів спиралися на знання довжини бази, в ролі якої при вимірюванні астрономічної одиниці виступав радіус Землі. Так що в кінцевому підсумку фундамент сходи космічних відстаней був закладений геодезистами.

Тільки в другій половині XX століття в розпорядженні вчених з'явилися принципово нові способи визначення космічних відстаней - лазерна і радіолокація. Вони дозволили в сотні тисяч разів підвищити точність вимірювань в Сонячній системі. Похибка радіолокації для Марса і Венери становить кілька метрів, а відстань до кутових відбивачів, встановлених на Місяці, вимірюється з точністю до сантиметрів. Прийняте ж на сьогодні значення астрономічної одиниці становить 149 597 870 691 метр.

Важка доля «Гиппарха»

Настільки радикальний прогрес у вимірі астрономічної одиниці по-новому поставив питання про відстані до зірок. Точність паралаксів обмежує атмосфера Землі. Тому ще в 1960-х роках виникла ідея вивести кутомірний інструмент в космос. Реалізувалася вона в 1989 році з запуском європейського астрометричного супутника «Гіппарх». Ця назва - усталений, хоча формально і не зовсім правильний переклад англійського назви HIPPARCOS, яке є скороченням від High Precision Parallax Collecting Satellite ( «супутник для збору високоточних паралаксів») і не збігається з англомовним же написанням імені знаменитого давньогрецького астронома - Hipparchus, автора першого зоряного каталогу.

Творці супутника поставили перед собою дуже амбітне завдання: виміряти паралакси понад 100 тисяч зірок з мілісекунди точністю, тобто «дотягнутися» до зірок, що знаходяться в сотнях парсек від Землі. Треба було уточнити відстані до декількох розсіяних зоряних скупчень, зокрема Гиад і Плеяд. Але головне, з'являлася можливість «перестрибнути через сходинку», безпосередньо вимірявши відстані до самих цефеїд.

Експедиція почалася з неприємностей. Через збій в розгінному блоці «Гіппарх» не вийшов на розрахункову геостаціонарну орбіту і залишився на проміжній сильно витягнутої траєкторії. Фахівцям Європейського космічного агентства все ж вдалося впоратися з ситуацією, і орбітальний астрометричної телескоп успішно пропрацював 4 роки. Ще стільки ж тривала обробка результатів, і в 1997 році в світ вийшов зоряний каталог з Паралакс і власними рухами 118 218 світил, в числі яких було близько двохсот цефеїд.

На жаль, в ряді питань бажана ясність так і не наступила. Найнезрозумілішим виявився результат для Плеяд - передбачалося, що «Гіппарх» уточнить відстань, яке перш за оцінювалося в 130-135 парсек, однак на практиці виявилося, що «Гіппарх» його виправив, отримавши значення всього 118 парсек. Ухвалення нового значення зажадало б коригування як теорії еволюції зірок, так і шкали міжгалактичних відстаней. Це стало б серйозною проблемою для астрофізики, і відстань до Плеяд стали ретельно перевіряти. До 2004 року кілька груп незалежними методами отримали оцінки відстані до скупчення в діапазоні від 132 до 139 пк. Почали лунати образливі голосу з припущеннями, що наслідки виведення супутника на невірну орбіту все-таки не вдалося остаточно усунути. Тим самим під сумнів ставилися взагалі все виміряні їм паралакси.

Команда «Гиппарха» була змушена визнати, що результати вимірювань в цілому точні, але, можливо, потребують повторної обробки. Справа в тому, що в космічній астрометрії паралакси не вимірюються безпосередньо. Замість цього «Гіппарх» протягом чотирьох років раз по раз вимірював кути між численними парами зірок. Ці кути змінюються як через параллактического усунення, так і внаслідок власних рухів зірок в просторі. Щоб «витягнути» з спостережень саме значення паралаксів, потрібно досить складна математична обробка. Ось її-то і довелося повторити. Нові результати були опубліковані в кінці вересня 2007 року, але поки що неясно, наскільки при цьому покращився стан справ.

Але цим проблеми «Гиппарха» не вичерпуються. Певні їм паралакси цефеїд виявилися недостатньо точними для впевненої калібрування співвідношення «період-світність». Тим самим супутнику не вдалося вирішити і другу стояла перед ним завдання. Тому зараз в світі розглядається кілька нових проектів космічної астрометрії. Ближче всіх до реалізації варто європейський проект «Гайа» (Gaia), запуск якого намічений на 2012 рік. Його принцип дії такий же, як у «Гиппарха», - багаторазові вимірювання кутів між парами зірок. Однак завдяки потужній оптиці він зможе спостерігати значно більше тьмяні об'єкти, а використання методу інтерферометрії підвищить точність вимірювання кутів до десятків мікросекунд дуги. Передбачається, що «Гайа» зможе вимірювати кілопарсековие відстані з помилкою не більше 20% і за кілька років роботи визначить положення близько мільярда об'єктів. Тим самим буде побудована тривимірна карта значної частини Галактики.

Всесвіт Аристотеля закінчувалася в дев'яти відстанях від Землі до Сонця. Коперник вважав, що зірки розташовані в 1 000 разів далі, ніж Сонце. Параллакси відсунули навіть найближчі зірки на світлові роки. На самому початку XX століття американський астроном Харлоу Шеплі за допомогою цефеїд визначив, що діаметр Галактики (яку він ототожнював із Всесвітом) вимірюється десятками тисяч світлових років, а завдяки Хабблу кордону Всесвіту розширилися до декількох гігапарсек. Наскільки остаточно вони закріплені?

Звичайно, на кожній сходинки відстаней виникають свої, більші чи менші похибки, але в цілому масштаби Всесвіту визначені досить добре, перевірені різними незалежними один від одного методами і складаються в єдину узгоджену картину. Так що сучасні кордони Всесвіту здаються непорушними. Втім, це не означає, що в один прекрасний день ми не захочемо виміряти відстань від неї до якоїсь сусідньої Всесвіту!

Напевно, почувши в якомусь фантастичному бойовику вираз а-ля «до Татуїна двадцять світлових років», Багато задавалися закономірними питаннями. Озвучу деякі з них:

Хіба рік - це не час?

Тоді що ж таке світловий рік?

Скільки в ньому кілометрів?

За скільки подолає світловий рік космічний корабель з землі?

Сьогоднішню статтю я вирішив присвятити поясненню значення цієї одиниці виміру, порівняно її з нашими звичними кілометрами і демонстрації масштабів, якими оперує Всесвіт.

Віртуальний гонщик.

Уявімо собі людину, в порушення всіх правил мчить по шосе зі швидкістю 250 км / год. За дві години він подолає 500 км, а за чотири - цілих 1000. Якщо, звичайно, не розіб'ється в процесі ...

Здавалося б, ось це швидкість! Але для того, щоб обігнути всю земну кулю (≈ 40 000 км), нашому гонщику знадобиться в 40 разів більше часу. А це вже 4 х 40 \u003d 160 годин. Або майже цілий тиждень безперервної їзди!

У підсумку, однак, ми не скажемо, що він подолав 40 000 000 метрів. Так як лінь завжди змушувала нас придумувати і вживати більш короткі альтернативні одиниці виміру.

Межа.

Зі шкільного курсу фізики кожному повинно бути відомо, що найшвидший їздець у Всесвіту - світло. За одну секунду його промінь долає відстань приблизно 300 000 км, а земну кулю, таким чином, він обігне за 0,134 секунди. Це в 4 298 507 разів швидше, ніж наш віртуальний гонщик!

від землі до місяця світло доходить в середньому за 1,25 с, до сонця ж його промінь домчить трохи більше, ніж за 8 хвилин.

Колосально, чи не так? Але ж поки не доведено існування швидкостей, великих швидкості світла. Тому вчений світ вирішив, що логічно буде вимірювати космічні масштаби в одиницях, які за певні інтервали часу проходить радіохвиля (якою світло, зокрема, і є).

Відстані.

Таким чином, світловий рік - ні що інше, як відстань, яку промінь світла долає за один рік. У міжзоряних масштабах використовувати одиниці відстані, менші цієї, не має особливого сенсу. І все ж вони є. Ось їх наближені значення:

1 світлова секунда ≈ 300 000 км;

1 світлова хвилина ≈ 18 000 000 км;

1 світловий годину ≈ 1 080 000 000 км;

1 світлові доба ≈ 26 000 000 000 км;

1 світлова тиждень ≈ 181 000 000 000 км;

1 світловий місяць ≈ 790 000 000 000 км.

А тепер, щоб ви розуміли, звідки беруться цифри, обчислимо, чому дорівнює один світловий рік.

У році 365 діб, в добі 24 години, в годині 60 хвилин, а в хвилині 60 секунд. Таким чином, рік складається з 365 х 24 х 60 х 60 \u003d 31 536 000 секунд. За одну секунду світло проходить 300 000 км. Отже, за рік його промінь подолає відстань 31 536 000 х 300 000 \u003d 9 460 800 000 000 км.

Це число читається так: ДЕВ'ЯТЬ трильйона, ЧОТИРИСТА ШІСТДЕСЯТ МІЛЬЯРДІВ І ВІСІМСОТ МІЛЬЙОНІВ кілометрів.

Звичайно, точне значення світлового року злегка відрізняється від обчисленого нами. Але при описі відстаней до зірок в науково-популярних статтях найвища точність в принципі не потрібна, і сотня-інша мільйонів кілометрів тут особливої \u200b\u200bролі не зіграють.

А тепер продовжимо наші уявні експерименти ...

Масштаби.

Припустимо, що сучасний космічний корабель покидає Сонячну систему з третьою космічною швидкістю (≈ 16,7 км / с). перший світловий рік він подолає за 18000 років!

4,36 світлових року до найближчої до нас зоряної системи ( Альфи Центавра, См. Зображення на початку) він подолає приблизно за 78 тисяч років!

нашу галактику Чумацький Шлях, Що має в поперечнику приблизно 100 000 світлових років, Він перетне за 1 млрд. 780 млн. Років.

А до найближчої до нас великої галактики, космічний корабель домчить лише через 36 мільярдів років ...

Ось такі пироги. А адже в теорії навіть Всесвіт виникла всього 16 млрд. років тому ...

І на останок…

Космічними масштабами можна почати дивуватися навіть не виходячи за межі сонячної системи, Адже вона сама по собі дуже велика. Вельми добре і наочно це показали, наприклад, творці проекту If the Moon were only 1 pixel (Якби Місяць був всього одним пікселем): Http://joshworth.com/dev/pixelspace/pixelspace_solarsystem.html.

На цьому я, мабуть, завершу сьогоднішню статтю. Всі ваші питання, зауваження і побажання радий вітати в коментарях під нею.

Зірки є найпоширенішим типом небесних тіл у Всесвіті. Зірок до 6-ї зоряної величини налічується близько 6000, до 11-ї зоряної величини приблизно мільйон, а до 21-ї зоряної величини їх на всьому небі близько 2 млрд.

Всі вони, як і Сонце, є гарячими самосветящимися газовими кулями, в надрах яких виділяється величезна енергія. Однак зорі навіть у найсильніші телескопи видно як світні точки, так як вони знаходяться дуже далеко від нас.

1. Річний паралакс і відстані до зірок

Радіус Землі виявляється надто малим, щоб бути базисом для вимірювання параллактического усунення зірок і для визначення відстаней до них. Ще за часів Коперника було ясно, що якщо Земля дійсно обертається навколо Сонця, то видимі положення зірок на небі повинні змінюватися. За півроку Земля переміщується на величину діаметра своєї орбіти. Направлення на зірку з протилежних точок цієї орбіти мають розрізнятися. Інакше кажучи, у зірок повинен бути помітний річний паралакс (мал. 72).

Річним параллаксом зірки ρ називають кут, під яким із зірки можна було б бачити велику піввісь земної орбіти (що дорівнює 1 а. Е.), Якщо вона перпендикулярна променю зору.

Чим більше відстань D до зірки, тим менше її паралакс. Параллактическое зміщення положення зірки на небі протягом року відбувається по маленькому еліпсу або колу, якщо зірка знаходиться в полюсі екліптики (див. Рис. 72).

Коперник намагався, але не зміг виявити паралакс зірок. Він правильно твердив, що зірки занадто далекі від Землі, щоб існуючими тоді приладами можна було помітити їх параллактическое зміщення.

Вперше надійне вимірювання річного паралакса зірки Веги вдалося здійснити в 1837 р російській академіку В. Я. Струве. Майже одночасно з ним в інших країнах визначили паралакси ще у двох зірок, однією з яких була α Центавра. Ця зірка, яка в СРСР не видно, виявилася найближчою до нас, її річний паралакс ρ \u003d 0,75 ". Під таким кутом неозброєному оку видно зволікання товщиною 1 мм з відстані 280 м. Не дивно, що так довго не могли помітити у зірок настільки малі кутові зміщення.

Відстань до зірки де а - велика піввісь земної орбіти. При малих кутах якщо р виражено в секундах дуги. Тоді, прийнявши а \u003d 1 а. е., отримаємо:

Відстань до найближчої зірки α Центавра D \u003d 206 265 ": 0,75" \u003d 270 000 а. е. Світло проходить цю відстань за 4 роки, тоді як від Сонця до Землі він йде тільки 8 хв, а від Місяця близько 1 с.

Відстань, яку світло проходить протягом року, називається світловим роком. Ця одиниця використовується для вимірювання відстані поряд з парсек (пк).

Парсек - відстань, з якого велика піввісь земної орбіти, перпендикулярна променю зору, видно під кутом в 1 ".

Відстань в парсеках одно зворотній величині річного паралакса, вираженого в секундах дуги. Наприклад, відстань до зірки α Центавра одно 0,75 "(3/4"), або 4/3 пк.

1 парсек \u003d 3,26 світлового року \u003d 206 265 а. е. \u003d 3 * 10 13 км.

В даний час вимірювання річного паралакса є основним способом при визначенні відстаней до зірок. Параллакси виміряні вже для дуже багатьох зірок.

Виміром річного паралакса можна надійно встановити відстань до зірок, що знаходяться не далі 100 пк, або 300 світлових років.

Чому я не можу точно виміряти річний паралакс більш o далеких зірок?

Відстань до більш далеких зірок в даний час визначають іншими методами (див. §25.1).

2. Видима і абсолютна зоряна величина

Світність зірок. Після того як астрономи отримали можливість визначати відстані до зірок, було встановлено, що зірки відрізняються по видимої яскравості не тільки через відмінності відстані до них, а й внаслідок відмінності їх світності.

Світність зірки L називається потужність випромінювання світлової енергії в порівнянні з потужністю випромінювання світла Сонцем.

Якщо дві зірки мають однакову світність, то зірка, яка знаходиться далі від нас, має меншу видиму яскравість. Порівнювати зірки по світності можна лише в тому випадку, якщо розрахувати їхню видиму яскравість (зоряну величину) для одного і того ж стандартного відстані. Таким відстанню в астрономії прийнято вважати 10 пк.

Видима зоряна величина, яку мала б зоря, якби знаходилася від нас на стандартній відстані D 0 \u003d 10 пк, дістала назву абсолютної зоряної величини М.

Розглянемо кількісне співвідношення видимої й абсолютної зоряних величин зірки при відомій відстані D до неї (або її паралаксі р). Згадаймо спочатку, що різниця в 5 зоряних величин відповідає відмінності яскравості рівно в 100 разів. Отже, різниця видимих \u200b\u200bзоряних величин двох джерел дорівнює одиниці, коли один з них яскравіше іншого рівно в раз (ця величина приблизно дорівнює 2,512). Чим яскравіше джерело, тим його видима зоряна величина вважається меншою. У загальному випадку відношення видимої яскравості двох будь-яких зірок I 1: I 2 пов'язане з різницею їх видимих \u200b\u200bзоряних величин m 1 і m 2 простим співвідношенням:

Нехай m - видима зоряна величина зірки, що знаходиться на відстані D. Якби вона спостерігалася з відстані D 0 \u003d 10 пк, її видима зоряна величина m 0 за визначенням була б дорівнює абсолютній зоряній величині М. Тоді її позірна яскравість змінилась би в

У той же час відомо, що уявна яскравість зірки змінюється обернено пропорційно квадрату відстані до неї. Тому

(2)

отже,

(3)

Логаріфміруя цей вислів, знаходимо:

(4)

де р виражено в секундах дуги.

Ці формули дають абсолютну зоряну величину М за відомою видимої зоряної величиниm при реальній відстані до зірки D. Наше Сонце з відстані 10 пк мало б приблизно як зірка 5-й видимої зоряної величини, т. е. для Сонця М ≈5.

Знаючи абсолютну зоряну величину М будь-якої зірки, легко обчислити її світність L. Беручи світність Сонця L \u003d 1, за визначенням світності можна записати, що

Величини М і L в різних одиницях виражають потужність випромінювання зірки.

Дослідження зірок показує, що по світності вони можуть відрізнятися в десятки мільярдів раз. У зоряних величинах ця різниця досягає 26 одиниць.

абсолютні величинизірок дуже високої світності від'ємні й досягають М \u003d -9. Такі зірки називаються гігантами і надгігантами. Випромінювання зірки S Золотої Риби потужніше за випромінювання нашого Сонця в 500 000 разів, її світність L \u003d 500 000, найменшу потужність випромінювання мають карлики з М \u003d + 17 (L \u003d 0,000013).

Щоб зрозуміти причини значних відмінностей в світності зірок, необхідно розглянути й інші їхні характеристики, які можна визначити на основі аналізу випромінювання.

3. Колір, спектри і температура зірок

Під час спостережень ви звернули увагу на те, що зірки мають різний колір, добре помітний у найбільш яскравих з них. Колір тіла, що нагрівається, в тому числі і зірки, залежить від його температури. Це дає можливість визначити температуру зірок з розподілу енергії в їх неперервному спектрі.

Колір і спектр зірок пов'язані з їхньою температурою. У порівняно холодних зірках переважає випромінювання в червоній області спектра, від чого вони і мають червонуватий колір. Температура червоних зірок низька. Вона росте послідовно при переході від червоних зірок до помаранчевих, потім до жовтих, жовтуватим, білим і блакитним. Спектри зірок вкрай різноманітні. Вони розділені на класи, що позначаються латинськими літерами і цифрами (див. Задній форзац). У спектрах холодних червоних зірок класу Мз температурою близько 3000 К видно смуги поглинання найпростіших двохатомних молекул, найчастіше оксиду титану. У спектрах інших червоних зірок переважають оксиди вуглецю або цирконію. Червоні зірки першої величини класу М - Антарес, Бетельгейзе.

У спектрах жовтих зірок класу G, До яких відноситься і Сонце (з температурою 6000 К на поверхні), переважають тонкі лінії металів: заліза, кальцію, натрію та ін. Зіркою типу Сонця за спектром, кольором і температурі є яскрава Капелла в сузір'ї Візничого.

В спектрах білих зірок класу А, Як Сіріус, Вега і Денеб, найсильніші лінії водню. Є багато слабких ліній іонізованих металів. Температура таких зірок близько 10 000 К.

В спектрах найбільш гарячих, блакитних зірокз температурою близько 30 000 К видно лінії нейтрального та іонізованого гелію.

Температури більшості зірок укладені в межах від 3000 до 30 000 К. У небагатьох зірок зустрічається температура близько 100 000 К.

Таким чином, спектри зірок дуже сильно відрізняються один від одного і по ним можна визначити хімічний склад і температуру атмосфер зірок. Вивчення спектрів показало, що в атмосферах усіх зірок переважаючими є водень і гелій.

Відмінності зоряних спектрів пояснюються не стільки різноманітністю їхнього хімічного складу, скільки відмінністю температури та інших фізичних умов в зоряних атмосферах. При високій температурі відбувається руйнування молекул на атоми. При ще вищій температурі руйнуються менш міцні атоми, вони перетворюються в іони, втрачаючи електрони. Іонізованниє атоми багатьох хімічних елементів, як і нейтральні атоми, випромінюють і поглинають енергію певних довжин хвиль. Шляхом порівняння інтенсивності ліній поглинання атомів і іонів одного і того ж хімічного елемента теоретично визначають їх відносну кількість. Воно є функцією температури. Так, по темних лініях спектрів зірок можна визначити температуру їхніх атмосфер.

У зірок однакової температури і кольору, але різної світності спектри загалом однакові, проте можна помітити відмінності у відносних інтенсивностях деяких ліній. Це відбувається від того, що при однаковій температурі тиск у їхніх атмосферах різному. Наприклад, в атмосферах зірок-гігантів тиск менше, вони розрідження. Якщо виразити цю залежність графічно, то за інтенсивністю ліній можна знайти абсолютну величину зірки, а далі за формулою (4) визначити відстань до неї.

Приклад рішення задачі

Завдання. Яка світність зірки ζ Скорпіона, якщо її видима зоряна величина 3, а відстань до неї 7500св. років?

Вправа 20

1. У скільки разів Сіріус яскравіше, ніж Альдебаран? Сонце яскравіше, ніж Сіріус?

2. Одна зірка яскравіша за іншу в 16 разів. Чому дорівнює різниця їх зоряних величин?

3. Паралакс Веги 0,11 ". Скільки часу світло від неї йде до Землі?

4. Скільки років треба було б летіти у напрямку до сузір'я Ліри зі швидкістю 30 км / с, щоб Вега стала вдвічі ближче?

5. У скільки разів зірка 3,4 зоряної величини слабкіше, ніж Сіріус, має видиму зоряну величину -1,6? Чому рівні абсолютні величини цих зірок, якщо відстань до обох становить 3 пк?

6. Назвіть колір кожної із зірок додатки IV по їх спектрального класу.

Дивлячись з вікна поїзда

Розрахунок відстані до зірок не сильно хвилювало древніх людей, адже на їхню думку вони були прикріплені до небесної сфери і перебували від Землі на однаковій відстані, яке людині ніколи не виміряти. Де ми, а де ці божественні купола?

Знадобилися багато і багато століть, щоб люди зрозуміли: Всесвіт влаштована трохи складніше. Для розуміння світу, в якому ми живемо, треба було побудувати просторову модель, в якій кожна зірка віддалена від нас на певну відстань, подібно до того, як туристу для проходження маршруту потрібно карта, а не панорамна малюнок місцевості.

Першим помічником в цій складній затії став паралакс, знайомий нам по поїздкам на поїзді або на машині. Чи помічали ви, як швидко миготять придорожні стовпи на тлі далеких гір? Якщо помічали, то вас можна привітати: ви, самі того не бажаючи, відкрили важливу особливість параллактического усунення - для близьких об'єктів воно набагато більше і помітніше. І навпаки.

Що таке паралакс?

На практиці паралакс почав працювати на людину в геодезії і (куди ж без цього ?!) у військовій справі. Дійсно, кому, як не артилеристам, потрібно вимірювання відстаней до далеких об'єктів з максимально можливою точністю? Тим більше, що метод тріангуляції простий, логічний і не вимагає застосування якихось складних пристроїв. Все, що потрібно - виміряти два кути і одне відстань, так звану базу, з прийнятною точністю, а далі за допомогою елементарної тригонометрії визначити довжину одного з катетів прямокутного трикутника.

Триангуляція на практиці

Уявіть, що вам необхідно визначити відстань (d) від одного берега до недоступною точки на кораблі. Нижче ми наведемо алгоритм необхідних для цього дій.

1. Відзначте на березі дві точки (А) і (B), відстань між якими вам відомо (l).
2. Виміряйте кути α і β.
3. Обчисліть d за формулою:

Параллактическое зміщення близькихзірок на тлі далеких

Очевидно, що точність безпосередньо залежить від величини бази: чим вона буде довше, тим, відповідно, більшими будуть параллактические зміщення і кути. Для земного спостерігача максимально можлива база - діаметр орбіти Землі навколо Сонця, тобто вимірювання треба проводити з інтервалом в півроку, коли наша планета виявляється в діаметрально протилежній точці орбіти. Такий паралакс називається річним, і першим астрономом, який спробував його виміряти, був знаменитий датчанин Тихо Браге, який прославився винятковою науковим педантизмом і неприйняттям системи Коперника.

Можливо, прихильність Бразі ідеї геоцентризму зіграла з ним злий жарт: виміряні річні параллакси не перевищували кутовий хвилини і цілком могли бути віднесені на рахунок інструментальних помилок. Астроном з чистою совістю переконався в «правильності» Птолемеевой системи - Земля нікуди не рухається і знаходиться в центрі маленькій затишній Всесвіту, в якій до Сонця та інших зірок буквально рукою подати, всього лише в 15-20 разів далі, ніж до Місяця. Втім, праці Тихо Браге не пропали дарма, ставши фундаментом для відкриття законів Кеплера, остаточно поставили хрест на застарілих теоріях пристрої Сонячної системи.

Зоряні картографи

Космічна «лінійка»

Треба відзначити, що, перш ніж всерйоз взятися за далекі зірки, тріангуляція прекрасно попрацювала в нашому космічному будинку. Головним завданням стало визначення відстані до Сонця, тієї самої астрономічної одиниці, без точного знання якої вимірювання зоряних паралакс стають безглуздими. Першим в світі людиною, які поставили перед собою таке завдання, став давньогрецький філософ Аристарх Самоський, який запропонував за півтори тисячі років до Коперника геліоцентричну систему світу. Проробивши складні розрахунки, засновані на досить приблизних знаннях тієї епохи, він отримав, що Сонце знаходиться в 20 раз далі, ніж Місяць. На багато століть ця величина була прийнята за істину, ставши однією з базових аксіом теорій Аристотеля і Птолемея.

Тільки Кеплер, підійшовши впритул до побудови моделі Сонячної системи, піддав цю величину серйозної переоцінки. У цьому масштабі ніяк не вдавалося зв'язати реальні астрономічні дані і відкриті їм закони руху небесних тіл. Інтуїтивно Кеплер вважав, що Сонце віддалене від Землі набагато далі, але, будучи теоретиком, він не знаходив способу підтвердити (або спростувати) свою здогадку.

Цікаво, що коректна оцінка розміру астрономічної одиниці стала можлива саме на основі законів Кеплера, задати «жорстку» просторову структуру Сонячної системи. Астрономи мали її точної і докладною картою, на якій залишалося тільки визначити масштаб. Цим і зайнялися французи Жан Домінік Кассіні і Жан Ріше, виміряти стан Марса на тлі далеких зірок під час протистояння (в цьому положенні Марс, Земля і Сонце розташовуються на одній прямій, а відстань між планетами мінімально).

Точками вимірювання стали Париж і віддалена на добрих 7 тисяч кілометрів столиця французької Гвіани - Кайєнна. В американську колонію відправився молодий Ріше, а маститий Кассіні залишився «Мушкетери» в Парижі. Після повернення молодого колеги вчені засіли за обчислення, і в кінці 1672 року ці фірми представили результати своїх досліджень - за їхніми розрахунками, астрономічна одиниця дорівнювала 140 мільйонам кілометрів. Надалі для уточнення масштабів Сонячної системи астрономи використовували проходження Венери по диску Сонця, що відбулися в XVIII-XIX століттях чотири рази. І, мабуть, ці дослідження можна назвати першими міжнародними науковими проектами: крім Англії, Німеччини та Франції їх активним учасником стала Росія. До початку XX століття масштаб Сонячної системи був встановлений остаточно, і було прийнято сучасне значення астрономічної одиниці - 149,5 мільйона кілометрів.

1. Аристарх припустив, що Місяць має форму кулі і освітлюється Сонцем. Отже, якщо Місяць виглядає «розсіченою» навпіл, то кут Земля-Місяць-Сонце є прямим.
2. Далі Аристарх обчислив кут Сонце-Земля-Місяць шляхом прямого спостереження.
3. Використовуючи правило «сума кутів трикутника дорівнює 180 градусів», Аристарх розрахував кут Земля-Сонце-Місяць.
4. Застосувавши співвідношення сторін прямокутного трикутника, Аристарх обчислив, що відстань Земля-Місяць в 20 разів більше, ніж Земля-Сонце. Зверніть увагу! Аристарх не вирахував точного відстані.

Парсеки, парсеки

Кассіні і Ріше розрахували положення Марса щодо далеких зірок

А з цими вихідними даними вже можна було і претендувати на точність вимірювань. До того ж кутомірні інструменти досягли потрібного рівня. Російський астроном Василь Струве, директор універсітетсткой обсерваторії в місті Дерпт (нині Тарту в Естонії), в 1837 році опублікував результати вимірювання річного паралакса Веги. Він виявився рівним 0,12 кутової секунди. Естафету підхопили німець Фрідріх Вільгельм Бессель, учень великого Гаусса, через рік виміряв паралакс зірки 61 в сузір'ї Лебедя - 0,30 кутової секунди, і шотландець Томас Гендерсон, «зловив» знамениту альфу Центавра з параллаксом 1,2 ». Пізніше, правда, з'ясувалося, що останній дещо перестарався і насправді зірка зміщується всього на 0,7 кутової секунди за рік.

Накопичені дані показали, що річний паралакс зірок не перевищує однієї кутової секунди. Її і взяли вчені для введення нової одиниці виміру - пса ( «параллактическая секунда» в скороченні). З такого шаленого за звичними мірками відстані радіус земної орбіти видно під кутом в 1 секунду. Щоб наочніше уявити космічні масштаби, приймемо, що астрономічна одиниця (а це і є радіус орбіти Землі, рівний 150 мільйонам кілометрів) «стиснулася» в 2 зошитових клітини (1 см). Так ось: «побачити» їх під кутом в 1 секунду можна ... з двох кілометрів!

Для космічних глибин парсек - НЕ відстань, хоча навіть світла на його подолання знадобиться цілих три з чвертю року. В межах всього лише десятка парсек наших зоряних сусідів можна буквально перерахувати по пальцях. Коли ж мова заходить про галактичних масштабах, впору оперувати кило- (тисяча одиниць) і мегапарсек (відповідно, мільйон), які в нашій «тетрадной» моделі вже можуть залазити в інші країни.

Справжній бум надточних астрономічних вимірів почався з приходом фотографії. «Окатий» телескопи з метровими об'єктивами, чутливі фотопластинки, розраховані на багатогодинну експозицію, прецизійні годинникові механізми, що повертають телескоп синхронно з обертанням Землі, - все це дозволило впевнено фіксувати річні параллакси з точністю до 0,05 кутової секунди і, таким чином, визначати відстані до 100 парсек. На більше (а точніше, на меншу) земна техніка не здатна: заважає примхлива і неспокійна земна атмосфера.

Якщо проводити вимірювання на орбіті, то можна істотно підвищити точність. Саме з такою метою в 1989 році на навколоземну орбіту був запущений астрометричної супутник «Гіппарх» (HIPPARCOS, від англійського High Precision Parallax Collecting Satellite), розроблений в Європейському космічному агентстві.

1. В результаті роботи орбітального телескопа Гиппарх був складений фундаментальний астрометричної каталог.
2. За допомогою Гайя складена тривимірна карта частини нашої Галактики із зазначенням координат, напрямки руху і кольору близько мільярда зірок.

Результат його роботи - каталог з 120 тисяч зоряних об'єктів з річний паралакс, певними з точністю до 0,01 кутової секунди. А його послідовник, супутник Gaia (Global Astrometric Interferometer for Astrophysics), запущений 19 грудня 2013 року, малює просторову карту найближчих галактичних околиць з мільярдом (!) Об'єктів. І хто знає, може бути вже нашим онукам вона дуже стане в нагоді.