Wiemy, że najbliższą gwiazdą Ziemi jest Słońce. Jeśli mówimy o obiektach poza Układem Słonecznym, to na pierwszym miejscu w pobliżu wśród gwiazd jest Proxima Centauri i system Alpha Centauri. Ale skąd to wiemy?
Pierwsi ludzie nie byli szczególnie zainteresowani gwiazdami, ponieważ uważali kosmos za statyczną kopułę, w której ciała niebieskie są mocno przytwierdzone do Ziemi. Ale starożytni mędrcy domyślili się, że świat jest znacznie bardziej skomplikowany, niż się początkowo wydawało.
Na przykład astronom ze starożytnej Grecji Arystarch z Samos w III wieku pne. er Próbowałem określić odległość słońca. Uznał, że gwiazdę należy umieścić 20 razy dalej od Księżyca (aktualna liczba jest 20 razy większa). Bardziej nowoczesne postacie dostarczył astronom Jacques Dominique Cassini w 1672 r., Wykorzystując moment konfrontacji Marsa (140 mln km).
Wizualizacja metody paralaksy
Przez długi czas naukowcy musieli wykorzystywać ruch Wenus do zrozumienia parametrów układu słonecznego. W ten sposób powstały duże międzynarodowe projekty, w których naukowcy z całego świata połączyli obserwacje i uzyskiwały odległości od obiektów kosmicznych. Ale w jaki sposób naukowcy mierzą te odległości?
Najprostszą i pierwszą metodą była paralaksa (triangulacja). Możesz o tym nie wiedzieć, ale nieustannie obserwujesz efekt w zwykłym życiu. Pamiętaj, jak poszedłeś samochodem, pociągiem lub minibusem. Być może zauważyliście, jak szybko bliskie obiekty (takie jak posty i ludzie) migają na tle bardziej odległych obiektów (góry, chmury itp.). Wniosek jest prosty: przesunięcie paralaksy dla bliskich obiektów jest znacznie bardziej znaczące i godne uwagi.
Efekt paralaksy
Paralaksa jest obliczana jako równanie. Potrzebna będzie podstawa (pomiar dwóch kątów i jedna odległość) oraz znajomość trygonometrii do obliczenia długości jednej z nóg w trójkącie prawym. Im dłuższa podstawa, tym bardziej znaczące stają się przemieszczenia i kąty paralaktyczne.
Podczas przechodzenia od jednego końca podstawy do drugiego kierunek widzialny zmienia się w punkt. Przesunięcie obiektu na tle odległych ciał niebieskich nazywane jest przesunięciem paralaksy. Co będzie obserwatorem Ziemi? Jest to średnica orbity Ziemi wokół Słońca.
Najtrudniej było zastosować paralaksę do bardziej odległych gwiazd. Przełom nastąpił dopiero w XIX wieku, kiedy urządzenia goniometryczne stały się dość dokładne. Szczęście uśmiechnęło się do Wasilija Struve'a, który w 1837 roku po raz pierwszy opublikował wartość paralaksy gwiazdy Vega - 0,12 sekundy kątowej. Dalsze obserwacje Friedricha Bessela dotyczyły 61 gwiazdy Cygnusa - 0,3 ''.
Odległości w metodzie paralaksy dla innych gwiazd zaczęły być mierzone w parsekach (1 parseks = 3,26 lat świetlnych). Jest to punkt wyjścia odniesienia, gdzie dokładnie z tej odległości promień orbity naszej planety jest oglądany pod kątem 1 sekundy. Jeśli chcesz obliczyć odległość do gwiazdy w parsekach, użyj prostej formuły, w której 1 dzieli się przez paralaksę gwiazdową w kilka sekund.
Metoda działa dobrze, jeśli mierzy się odległości nie większe niż 100 parseków (metoda paralaksy koliduje z barierą w postaci atmosfery ziemskiej). Ale wszechświat jest nieskończony. Jak zobaczyć bardziej odległe obiekty? Pomagają tutaj metody fotometryczne, które pojawiły się wraz z rozwojem fotografii i gwiazd zmiennych (cefeidy). Pierwszym, który odniósł sukces, był astronom Henriette Levitt. Badała blask gwiazd na płytkach fotometrycznych przy użyciu cefeid na terytorium Małego Obłoku Magellana. Udało jej się zrozumieć, że wraz ze wzrostem jasności gwiazdy i okresem oscylacji jasności.
Dzięki jasności i widoczności cefeid, obiekty w ich pobliżu można śledzić. Jeśli przypomnimy sobie związek między okresowością a jasnością, wówczas w postaci cefeid otrzymamy przydatne narzędzie do obliczania skal Wszechświata.
Trudno jednak zmierzyć odległość do najbliższej cefeidy, ponieważ jest ona oddalona o 130 parseków. Dlatego powstał schemat „odległości schodów”, w którym rozproszone gromady gwiazd stały się etapem pośrednim, w którym obiekty gwiezdne charakteryzują się całkowitym czasem formowania. Sporządzenie wykresu ze wskaźnikiem temperatury i jasności doprowadziło do wyprowadzenia głównej linii sekwencji. Wszystkie gwiazdy w gromadzie są oddalone od Ziemi o prawie jedną odległość, więc ich pozorna jasność umożliwiła obliczenie miary jasności.
Konieczne było określenie dokładnej odległości do co najmniej jednego klastra w celu „dopasowania sekwencji głównej”. To pomogło Plejadom i Hiadom. Potem mieliśmy już schody do najbliższych cefeid.
Plejady to gromada otwarta, która może pomieścić 3000 gwiazd i znajduje się w odległości 400 lat świetlnych (120 parseków). Wśród nazwisk są: Siedem sióstr, NGC 1432/35 i M45.
Dokładność pomiaru wzrasta, jeśli obserwujesz gwiazdy nie z Ziemi, ale przynajmniej na orbicie. Dlatego w 1989 r. Uruchomiono satelitę Hipparcos, za pomocą którego mogli przedstawić astronomiczny katalog 120 gwiazd z rocznymi paralaksami.
Jeśli chcesz iść jeszcze dalej, nie możesz obejść się bez przesunięcia ku czerwieni. Pojawienie się metody jest spowodowane przez astronoma Vesto Slifera, który w badaniu widm galaktycznych zauważył, że wiele linii jest przesuniętych na czerwono względem obserwatora. Następnie Edwin Hubble przejął rozwój tematu, który wyprowadził stałą Hubble'a i zdał sobie sprawę, że galaktyki są usuwane (tempo usuwania jest proporcjonalne do odległości do galaktyki), a Wszechświat rozszerza się. We współczesnym świecie jest to metoda redshift, która umożliwia określenie odległości do odległych galaktyk. Oczywiście nie zapominajmy, że obecnie naukowcy mają bardziej zaawansowane technologie obserwacji i satelity na orbicie, więc odległości do gwiazd są stale udoskonalane. Na przykład ostatnią misją Gaii jest dokładny pomiar prędkości paralaksy, wewnętrznej i radialnej dla 1 miliarda gwiazd.
