Как астрономы измеряют расстояние до звезды или другого небесного объекта?

Существует множество методов, используемых для измерения расстояния, каждый из которых основывается на предыдущем и образует лестницу космических расстояний.

Первый, который на самом деле можно использовать только внутри Солнечной системы, — это базовый радар и лидар . Лидар на самом деле используется только для измерения расстояния до Луны. Это делается путем пропускания яркого лазера через большой телескоп (например, 3,5-метрового на мысе Апачи в Нью-Мексико (США), см. проект « Аполлон» ), а затем измерения слабым отраженным импульсом с помощью этого телескопа от различных угловых отражателей, расположенных там. лунными миссиями «Аполлон».

Это позволяет нам очень точно измерять расстояние до Луны (вероятно, до сантиметров). Радар использовался, по крайней мере, на Сатурне с использованием 305-метровой радиотарелки Аресибо в качестве передатчика и приемника для отражения радиоволн от спутников Сатурна. Время в пути по радио в оба конца составляет порядка почти 3 часов.

Если вы хотите получить расстояния до вещей за пределами нашей Солнечной системы, первая ступенька на лестнице расстояний — это, как описал Ведж в своем ответе, триангуляция, или, как это называется в астрономии, параллакс. Чтобы измерить расстояние таким образом, вы делаете два изображения звездного поля, по одному с каждой стороны земной орбиты, так что у вас фактически есть базовая линия в 300 миллионов километров. Ближайшие звезды будут смещаться относительно более далеких фоновых звезд, и, измерив величину смещения, вы сможете определить расстояние до звезд. Этот метод работает только для ближайших звезд, для которых вы можете измерить смещение. Однако, учитывая сегодняшние технологии, это на самом деле немало звезд. В настоящее время лучшим каталогом параллакса является каталог Tycho-2 , составленный на основе данных, полученных ESA Hipparcos .спутников в конце 1980-х - начале 1990-х гг.

Параллакс — это единственное прямое измерение расстояния, которое у нас есть на астрономических масштабах. (Есть еще один метод, метод движущихся скоплений , но он имеет очень ограниченную применимость.) Кроме того, все остальное основано на данных, откалиброванных с использованием звезд, для которых мы можем определить параллакс. И все они основаны на некотором применении соотношения расстояние-светимость.

$m - M = 5log_{10}\left(\frac{d}{10pc}\right)$

куда

• m = видимая величина (яркость) объекта
• M = Абсолютная величина объекта (яркость на 10 парсеках)
• d = расстояние в парсеках

Учитывая два из трех, вы можете найти третий. Для более близких объектов, для которых мы знаем расстояние, мы можем измерить видимую звездную величину и, таким образом, вычислить абсолютную звездную величину. Как только мы узнаем абсолютную величину для данного типа объекта, мы можем измерить видимую величину этих объектов в более удаленных местах, и, поскольку теперь у нас есть видимая и абсолютная величина, мы можем вычислить расстояние до этих объектов.

Именно эта взаимосвязь позволяет нам определить серию «стандартных свечей», которые служат все более отдаленными ступенями на нашей лестнице расстояний, уходящей назад к краю видимой вселенной.

Ближайшими из этих стандартных свечей являются переменные звезды цефеиды. Для этих звезд период их переменности прямо связан с абсолютной величиной. Чем больше период, тем ярче звезда. Эти звезды можно увидеть как в нашей галактике, так и во многих более близких галактиках. На самом деле, наблюдение за переменными звездами-цефеидами в далеких галактиках было одной из первоначальных основных миссий космического телескопа Хаббла (названного в честь Эдвина Хаббла , который измерил цефеиды в M31 , галактике Андромеды, тем самым доказав, что это была «островная Вселенная» сама по себе и не часть Млечного Пути).

Помимо переменных цефеид, другие стандартные свечи, такие как планетарная туманность, отношение Талли-Фишера и особенно сверхновая типа 1а , позволяют нам измерять расстояние до еще более далеких галактик и до края видимой Вселенной. Все эти более поздние методы основаны на калибровке расстояний, сделанной с использованием переменных звезд цефеид (отсюда важность миссии Хаббла, чтобы действительно зафиксировать эти наблюдения.

Триангуляция. Земля не стационарна, она движется по орбите радиусом 150 миллионов км (1 а.е.) вокруг Солнца. Если вы измерите видимое положение звезды в разных точках этой орбиты, достаточно близкий объект будет казаться смещенным на измеримую величину, это смещение называется параллаксом, который обычно измеряется по базовой линии в 1 а.е. Парсек (3,26 светового года) — это расстояние, соответствующее одной угловой секунде* параллакса, а расстояние обратно пропорционально параллаксу (так что параллакс Проксимы Центавра, равный 0,7687 угловой секунды, соответствует расстоянию в 1,301 парсека, или 4,243 светового года).

Чем точнее вы сможете измерить видимое положение звезды, тем точнее вы сможете измерить ее расстояние от Земли. На переднем крае технологий необходимо учитывать релятивистские эффекты искривления света под действием гравитации Солнца.

угловая секунда : круг имеет 360 градусов, в каждом градусе 60 угловых минут, в каждой минуте 60 угловых секунд.

Малоизвестным методом является метод сходящихся точек (или метод движущихся кластеров). Звезды в рассеянных скоплениях движутся в пространстве параллельно, и из-за эффекта перспективы будет казаться, что они движутся к общей точке на небе. Эта точка зависит от расстояния, и, таким образом, расстояние можно рассчитать, если можно определить точку на небе. Я никогда не встречал упоминания об этом методе ни в одной книге по астрономии, но он был предметом урока астрономии, который я посещал (в Гейдельберге , но это не имеет значения).

Этот метод дополняет метод триангуляции (парраллакса), и, таким образом, эти два метода подтверждают определение расстояния друг друга. Однако он более ограничен по объему (только для скоплений и только в том случае, если скопление не движется прямо от нас или к нам). Однако в статье говорится,

Фактически, метод движущихся скоплений был единственным способом, с помощью которого астрономы могли измерить расстояние до этих скоплений с какой-либо точностью в течение некоторого времени в начале 20-го века».

Более новые (лучшие) определения собственного движения от Hipparcos должны позволить расширить этот метод (данные доплера уже известны), по крайней мере, в качестве внутреннего контроля.

Хорошее описание этого метода с хорошими диаграммами для иллюстрации можно найти в книге «Расстояние до звездного скопления Гиады» (PDF).

Это один из моих любимых вопросов в астрономии. Это действительно очень умно. Солнце излучает свет определенного цвета, который можно проанализировать. Этот цвет, очевидно, полностью белый, за исключением определенных частот. Например, объект, излучающий бирюзовый свет, будет излучать каждую цветовую частоту, кроме частей красного, возможно (есть и другие способы, например, излучать только цветовую частоту бирюзы). Alpha_Centauri имеет желтый цвет, поэтому может выглядеть примерно так, как показано на следующем изображении, когда частота света рассеивается (по сути, это то, что представляет собой радуга).

Различные материалы прожигают «штрих-код» изображения. Например, это может быть гелий :

Итак, вы можете видеть узор из линий, который говорит о том, что это гелий. Однако есть разница в расположении этих линий. Фактический гелий находится дальше вправо (он может быть прав в реальном спектре), поэтому произошел эффект, называемый красным смещением. Это происходит потому, что по мере того, как галактики удаляются от нас (эффект большого взрыва), они притягивают световые волны и растягивают их, делая их частоты длиннее. Таким образом, мы можем использовать это, чтобы сказать, как быстро галактика удаляется от нас, и мы также знаем, что Вселенная расширяется со скоростью 72,4 км/с/Мпк (это означает, что на каждую Мпк [или около 3 миллионов световых лет] Вселенная расширяется). на 72,4 км в секунду), и по ним мы можем вычислить точное расстояние от нас.