Я только что смотрел лекцию Карла Сагана. Он говорил о вычислении расстояния до звезд; мне стало интересно узнать больше об этом предмете.
Насколько я знаю, можно использовать закон обратных квадратов и параллакс. Может ли кто-нибудь расширить это? В частности, что касается того, что я мог сделать, чтобы измерить расстояние от Земли до Проксимы Центавра.
Принятый в настоящее время ответ не подходит для определения расстояния до такой звезды, как Проксима Центавра.
Вот как работает параллакс. Вы измеряете положение звезды в поле звезд, которые (предположительно) намного дальше. Вы делаете это дважды, разделенные 6 месяцами. Затем вы вычисляете угол, под которым звезда сместилась относительно звезд фона. Этот угол образует часть большого треугольника с основанием, равным диаметру орбиты Земли вокруг Солнца. Затем тригонометрия сообщает вам, каково расстояние, кратное расстоянию от Земли до Солнца. [На практике вы выполняете много измерений с любым разделением во времени и объединяете их все.]
«Угол параллакса» на самом деле составляет половину этого углового смещения, и говорят, что звезда находится на расстоянии 1 парсек, если угол параллакса составляет 1 угловую секунду. Таким образом, 1 шт. — это 1 AU/ м. Чем больше параллакс, тем ближе звезда.
Спутник Gaia в настоящее время составляет карту всего неба и будет оценивать крошечные параллаксы с точностью до к угловых секунд (в зависимости от целевой яркости) примерно для миллиарда звезд.
Параллакс — как показано на http://www.bbc.co.uk/schools/gcsebitesize/science/21c/earth_universe/earth_stars_galaxiesrev4.shtml
На самом деле это немного сложнее, потому что звезды также имеют «правильное движение» по небу из-за их движения в нашей Галактике относительно Солнца. Это означает, что вам нужно сделать более двух измерений, чтобы выделить этот компонент движения на небе. В случае Проксимы Центавра движение на фоне звезд из-за собственного движения больше, чем параллакс. Но эти два компонента можно четко увидеть и разделить (см. ниже). Это (половина) амплитуда криволинейного движения на картинке ниже, которая соответствует параллаксу. Собственное движение — это просто постоянный линейный тренд относительно звезд фона.
Изображения HST пути Проксимы Центавра на фоне звезд. Зеленая кривая показывает измеренный и предсказанный путь звезды на фоне поля в течение следующих нескольких лет.
Измерения параллакса лучше всего подходят для близких звезд, потому что угол параллакса больше. Для более далеких звезд или звезд без измерения параллакса существует целый ряд методов. Для изолированных звезд наиболее распространенной является попытка установить, к какому типу относится звезда, либо по ее цвету (цветам), либо, что предпочтительнее, по спектру, который может показать ее температуру и гравитацию. Отсюда можно оценить, какова абсолютная светимость объекта, а затем по его наблюдаемой яркости можно вычислить расстояние. Это известно как фотометрический параллакс или спектроскопический параллакс .
Один из способов определить расстояние до набора звезд — это надеяться на наличие RRLyrae в группе. Поскольку RRLyrae являются стандартными свечами , вы можете использовать закон обратных квадратов для извлечения расстояния.
Для близких объектов метод параллакса работает отлично. Хотя для более высоких расстояний используются стандартные свечи, как упоминалось ранее. Яркость RR Лиры, Сверхновых типа Ia, можно было рассчитать, следовательно, по количеству света, которое мы получаем от этих объектов, мы можем оценить расстояние. Для еще более удаленных объектов метод красного смещения используется для расчета расстояния, где измеряется переход данной линии с заданной частотой (например, эмиссия железа), и сдвиг частоты, вызванный расширением Вселенной (явление, описываемое математически) дает нам подсказку о расстоянии до объекта.
астромакс
пользователь21
Алексей Бобрик
ПрофРоб