Mes žinome, kad artimiausia žvaigždė Žemei yra Saulė. Jei kalbame apie objektus už Saulės sistemos ribų, pirmiausia šalia žvaigždžių yra Proxima Centauri ir Alpha Centauri sistema. Bet kaip mes tai žinome?
Pirmieji žmonės nebuvo ypač suinteresuoti žvaigždėmis, nes jie laikė kosmosą kaip statinį kupolą, kur dangaus kūnai yra tvirtai pritvirtinti virš Žemės. Bet tada senieji išmintingi žmonės suprato, kad pasaulis yra daug sudėtingesnis nei iš pradžių atrodė.
Pavyzdžiui, astronomas iš senovės Graikijos Aristarcho Samos III a. Pr. Kr. er Bandžiau nustatyti saulės atstumą. Jis manė, kad žvaigždė turi būti 20 kartų toliau nuo mėnulio (dabartinis skaičius yra 20 kartų didesnis). 1672 m. Astronomas Jacques Dominique Cassini pateikė daugiau šiuolaikinių figūrų, naudojant Marso konfrontacijos momentą (140 mln. Km).
Paralakso metodo vizualizavimas
Mokslininkai ilgą laiką turėjo naudoti Veneros judėjimą, kad suprastų saulės sistemos parametrus. Taigi atsirado dideli tarptautiniai projektai, kuriuose mokslininkai iš viso pasaulio derino stebėjimus ir gautus atstumus iki erdvės objektų. Bet kaip mokslininkai matuoja šiuos atstumus?
Paprasčiausias ir pirmasis metodas buvo paralaksas (trianguliacija). Galbūt jūs apie tai nežinote, bet nuolat stebite poveikį įprastame gyvenime. Prisiminkite, kaip nuvyko į automobilį, traukinį ar mikroautobusą. Galbūt pastebėjote, kaip greitai uždaromi objektai (pvz., Postai ir žmonės) blykčioja tolimesnių objektų (kalnų, debesų ir tt) fone. Išvada yra paprasta: artimiausių objektų paralakso kompensacija yra daug svarbesnė ir nepaprastesnė.
Paralakso efektas
Paralaksas apskaičiuojamas kaip lygtis. Jums reikės pagrindo (dviejų kampų ir vieno atstumo matavimo) ir žinių apie trigonometriją, kad apskaičiuotumėte vienos kojos ilgį dešinėje trikampyje. Kuo ilgesnė bazė, tuo reikšmingesni bus paraleliniai poslinkiai ir kampai.
Perkeliant iš vieno pagrindo į kitą, matoma kryptis pasikeičia į tašką. Objekto poslinkis tolimų dangiškųjų kūnų fone vadinamas paralakso pamainomis. Koks bus žemės stebėtojas? Tai yra žemės orbitos skersmuo aplink saulę.
Sunkiausia buvo taikyti paralaksą tolesnėms žvaigždėms. Proveržis įvyko tik XIX a., Kai goniometriniai prietaisai tapo gana tikslūs. Luckas nusišypsojo Vasiliu Struve, kuris 1837 m. Pirmą kartą paskelbė Vega žvaigždės paralakso vertę - 0,12 kampinės sekundės. Tolimesnės Friedricho Beselio pastabos sekė 61 Cygnus žvaigždės - 0,3 ''.
Kitų žvaigždžių paralakso metodo atstumai buvo matuojami parsece (1 parsec = 3,26 šviesmečiai). Tai yra atskaitos taškas, kur tiksliai nuo šio atstumo mūsų planetos orbitos spindulys žiūrimas 1 sekundės kampu. Jei norite apskaičiuoti atstumą iki žvaigždės parsecuose, naudokite paprastą formulę, kurioje 1 yra padalinta iš žvaigždės paralakso per kelias sekundes.
Šis metodas puikiai tinka, jei matuojate atstumus ne daugiau kaip 100 parsekų (paralakso metodas susiduria su kliūtimi žemės atmosferoje). Bet visata yra begalinė. Kaip pamatyti tolimesnius objektus? Fotometriniai metodai, atsiradę plėtojant fotografiją ir kintančias žvaigždes (cepheidus), padeda čia. Pirmasis sėkmingas buvo astronomas Henriette Levitt. Ji studijavo žvaigždės blizgesį fotometrinėse plokštelėse, naudodama Cepheids mažos Magelano debesies teritorijoje. Ji sugebėjo suprasti, kad didėjant žvaigždės ryškumui ir ryškumo virpesių laikotarpiui.
Dėl cefheidų ryškumo ir matomumo, šalia jų esančių objektų galima atsekti. Jei prisimename ryšį tarp periodiškumo ir ryškumo, tada Cepheidų forma gauname naudingą įrankį skaičiuojant Visatos skales.
Tačiau sunku išmatuoti atstumą iki artimiausio Cepheido, nes jis yra nutolęs nuo 130 parsekų. Todėl atsirado „laiptų nuotolio“ schema, kurioje išsklaidytos žvaigždės klasteriai tapo tarpiniu etapu, kur žvaigždžių objektams būdingas bendras susidarymo laikas. Grafo sudarymas su temperatūros ir ryškumo rodikliu paskatino pagrindinės sekos liniją. Visos žvaigždės klasteryje yra nutolusios nuo Žemės beveik vienu atstumu, todėl jų matomas blizgesys leido apskaičiuoti šviesumo matą.
Būtina nustatyti tikslią atstumą iki mažiausiai vieno klasterio, kad būtų galima „surinkti pagrindinę seką“. Tai padėjo Pleiadams ir Hadams. Po to mes jau turėjome laiptus į artimiausius cepheidus.
Pleiadai yra atviras klasteris, turintis 3000 žvaigždžių ir yra 400 šviesmečių (120 parsekų). Tarp jų yra: Septyni seserys, NGC 1432/35 ir M45.
Matavimo tikslumas didėja, jei stebite žvaigždes ne iš Žemės, bet bent orbitoje. Todėl 1989 metais buvo paleistas „Hipparcos“ palydovas, kurio pagalba jie galėjo pristatyti astronominį 120 žvaigždžių katalogą su metiniais paralaksais.
Jei norite eiti dar toliau, be raudonojo poslinkio negalite daryti. Metodo atsiradimas atsirado dėl astronomo Vesto Slifero, kuris, tyrinėdamas galaktinius spektrus, pastebėjo, kad daugelis linijų yra perkeliamos raudona kryptimi stebėtojo atžvilgiu. Tada Edwin Hubble perėmė šios temos raidą, kuri išvedė Hubblio pastovumą ir suprato, kad galaktikos yra pašalinamos (pašalinimo greitis yra proporcingas atstumui iki galaktikos), o visata plečiasi. Šiuolaikiniame pasaulyje tai yra raudonojo poslinkio metodas, leidžiantis nustatyti atstumus iki tolimų galaktikų. Žinoma, nepamirškime, kad dabar mokslininkai turi pažangesnes stebėjimo technologijas ir palydovus orbitoje, todėl atstumai iki žvaigždžių nuolat tobulinami. Pavyzdžiui, paskutinė „Gaia“ misija yra tiksliai išmatuoti paralaksą, vidinį ir radialinį greitį 1 milijardui žvaigždžių.
