Відстань у космосі та способи їх визначення ⁠ ⁠

Космічні простори, як відомо, досить масштабні, тому астрономи не використовують їхнього виміру метричну систему, звичну нам. У випадку з відстанню до Місяця (~384 000 км) кілометри ще можуть бути застосовні, проте якщо виразити в цих одиницях відстань до Плутона, то вийде 4 250 000 000 км, що менш зручно для запису і обчислень. З цієї причини у астрономів у ході інші одиниці виміру відстані, про які читайте нижче.

Астрономічна одиниця

Найменшою з таких одиниць є астрономічна одиниця (тобто). Історично так склалося, що одна астрономічна одиниця дорівнює радіусу орбіти Землі навколо Сонця, інакше – середня відстань від поверхні нашої планети до Сонця. Цей метод виміру був найбільш підходящим вивчення структури Сонячної системи XVII столітті. Її точне значення 149597870700 метра. Сьогодні астрономічна одиниця використовується у розрахунках із відносно малими довжинами. Тобто при дослідженні відстаней у межах Сонячної системи чи інших планетних систем.

Дещо більшою одиницею вимірювання довжини в астрономії є світловий рік. Він дорівнює відстані, яка проходить світло у вакуумі за один земний, юліанський рік. Мається на увазі також нульовий вплив гравітаційних сил на його траєкторію. Один світловий рік становить близько 9460730472580 км або 63241 а. Ця одиниця виміру довжини використовується лише в науково-популярній літературі з тієї причини, що світловий рік дозволяє читачеві отримати приблизне уявлення про відстані в галактичному масштабі.Однак через свою неточність та незручність світловий рік практично не використовується в наукових працях.

Найбільш практичною та зручною для астрономічних обчислень є така одиниця виміру відстані як парсек. Щоб зрозуміти її фізичний зміст, слід розглянути таке явище як паралакс. Його суть полягає в тому, що при русі спостерігача щодо двох віддалених один від одного тіл, видима відстань між цими тілами також змінюється. У випадку із зірками відбувається таке. Під час руху Землі за своєю орбітою навколо Сонця візуальне становище близьких до нас зірок дещо змінюється, тоді як далекі зірки, які у ролі фону, залишаються тих-таки місцях. Зміна положення зірки при зміщенні Землі на один радіус її орбіти називається річний паралакс, який вимірюється в кутових секундах.
Тоді один парсек дорівнює відстані до зірки, річний паралакс якої дорівнює одній кутовій секунді - одиниці виміру кута в астрономії. Звідси і назва «парсек», поєднана з двох слів: «паралакс» та «секунда». Точне значення парсека дорівнює 3,0856776 1016 метра або 3,2616 світлового року. 1 парсек дорівнює приблизно 206264,8 а. е.+

Метод лазерної локації та радіолокації

Ці два сучасні методи служать визначення точної відстані до об'єкта межах Сонячної системи. Він виробляється в такий спосіб. За допомогою потужного радіопередавача надсилається спрямований радіосигнал у бік предмета спостереження. Після чого тіло відбиває отриманий сигнал і повертає Землю. Час, витрачений сигналом подолання шляху, визначає відстань до об'єкта. Точність радіолокації – лише кілька кілометрів.У випадку з лазерною локацією замість радіосигналу лазером посилається світловий промінь, який дозволяє аналогічними розрахунками визначити відстань до об'єкта. Точність лазерної локації досягається аж до часток сантиметра.

Метод тригонометричного паралаксу

Найбільш простим методом вимірювання відстані до віддалених космічних об'єктів є метод тригонометричного паралаксу. Він ґрунтується на шкільній геометрії і полягає в наступному. Проведемо відрізок (базис) між двома точками на земній поверхні. Виберемо на небосхилі об'єкт, відстань до якого ми маємо намір виміряти, і визначимо його як вершину трикутника, що вийшов. Далі вимірюємо кути між базисом і прямими, проведеними від вибраних точок до тіла на небі. А знаючи бік і два кути трикутника, що прилягають до неї, можна знайти і всі інші його елементи.

Розмір вибраного базису визначає точність виміру. Адже якщо зірка розташована на дуже великій відстані від нас, то кути, що вимірюються, будуть майже перпендикулярні базису і похибка в їх вимірі може значно вплинути на точність порахованої відстані до об'єкта. Тому слід вибирати як базис максимально віддалені точки на Землі. Спочатку ролі базису виступав радіус Землі. Тобто спостерігачі розташовувалися в різних точках земної кулі і вимірювали згадані кути, а кут, розташований навпроти базису, називався горизонтальним паралаксом. Однак пізніше як базис стали брати більшу відстань - середній радіус орбіти Землі (астрономічна одиниця), що дозволило вимірювати відстань до більш віддалених об'єктів. У такому разі, кут, що лежить навпроти базису, називається річним паралаксом.

Даний метод не дуже практичний для досліджень із Землі з тієї причини, що через перешкоди земної атмосфери, визначити річний паралакс об'єктів, розташованих більш ніж на відстані в 100 парсек – не вдається.

Однак у 1989 Європейським космічним агентством був запущений космічний телескоп Hipparcos, який дозволив визначити зірки на відстані до 1000 парсек. В результаті отриманих даних вчені змогли скласти тривимірну карту розподілу цих зірок навколо Сонця. У 2013 році ЕКА запустила наступний супутник – Gaia, точність вимірювання якого у 100 разів краща, що дозволяє спостерігати всі зірки Чумацького Шляху. Якби людські очі мали точність телескопа Gaia, ми мали б можливість бачити діаметр людського волосся з відстані 2 000 км.

Метод стандартних свічок

Для визначення відстаней до зірок в інших галактиках і відстаней до цих галактик використовується метод стандартних свічок. Як відомо, чим далі від спостерігача розташоване джерело світла, тим тьмянішим він здається спостерігачеві. Тобто. освітленість лампочки на відстані 2 м буде в 4 рази менше, ніж на відстані 1 метр. Це і є принцип, за яким вимірюється відстань до об'єктів методом стандартних свічок. Таким чином, проводячи аналогію між лампочкою та зіркою, можна порівнювати відстані до джерел світла з відомими потужностями.

Як стандартні свічки в астрономії виступають об'єкти, світність (аналог потужності джерела) яких відома. Це може бути будь-яка зірка. Для визначення світності астрономи вимірюють температуру поверхні, спираючись на частоту її електромагнітного випромінювання.Після цього, знаючи температуру, що дозволяє визначити спектральний клас зірки, з'ясовують її світність за допомогою діаграми Герцшпрунга-Рассела. Потім, маючи значення світності та вимірявши яскравість (видиму величину) зірки, можна порахувати відстань до неї. Така стандартна свічка дозволяє отримати загальне уявлення про відстань до галактики, де вона знаходиться.

Однак цей метод досить трудомісткий і не відрізняється високою точністю. Тому астрономам зручніше використовувати як стандартні свічки космічні тіла з унікальними особливостями, для яких світність відома спочатку.

Унікальні стандартні свічки

Цефеїди - найбільш використовувані стандартні свічки, що є змінними пульсуючими зірками. Вивчивши фізичні особливості цих об'єктів, астрономи дізналися, що цефеїди мають додаткову характеристику - період пульсації, який легко можна виміряти і який відповідає певній світності.

Через війну спостережень вченим вдається виміряти яскравість і період пульсації таких змінних зірок, отже, і світність, що дозволяє вирахувати відстань до них. Знаходження цефеїди в іншій галактиці дає можливість точно і просто визначити відстань до самої галактики. Тому цей тип зірок найчастіше називається «маяками Всесвіту».
Незважаючи на те, що цефеїд є найбільш точним на відстанях до 10 000 000 пк, його похибка може досягати 30%. Для підвищення точності знадобиться якнайбільше цефеїд в одній галактиці, але і в такому випадку похибка зводиться не менше ніж до 10%. Причиною тому є неточність залежності період-світність.

Крім цефеїд як стандартні свічки можуть використовуватися й інші змінні зірки з відомими залежностями період-світність, а також для найбільших відстаней — наднові з відомою світністю. Близьким за точністю до методу цефеїд є метод, з червоними гігантами у ролі стандартних свічок. Як з'ясувалося, найяскравіші червоні гіганти мають абсолютну зоряну величину у досить вузькому діапазоні, що дозволяє порахувати світність.

Відстань у цифрах

Відстань у Сонячній системі:
1 а. від Землі до Сонця = 500 св. секунд або 8,3 св. хвилини
30 а. е. від Сонця до Нептуна = 4,15 світлових годин
132 а.о. від Сонця – така відстань до космічного апарату «Вояджер-1» була відзначена 28 липня 2015 року. Даний об'єкт є найвіддаленішим із тих, що були сконструйовані людиною.
Відстань у Чумацькому Шляху та за його межами:
1,3 парсека (268144 а.о. або 4,24 св. року) від Сонця до Проксима Центавра – найближчої до нас зірки
8 000 парсек (26 тис. св. років) – відстань від Сонця до центру Чумацького Шляху
30 000 парсек (97 тис. св. років) – зразковий діаметр Чумацького Шляху

770 000 парсек (2,5 млн. св. років) – відстань до найближчої великої галактики – туманність Андромеди

300 000 000 пк - масштаби в яких Всесвіт практично однорідний

4 000 000 000 пк (4 гігапарсек) - край Всесвіту, що спостерігається. Ця відстань пройшло світло, яке реєструється на Землі. Сьогодні об'єкти, що його випромінювали, з урахуванням розширення Всесвіту, розташовані на відстані 14 гігапарсек (45,6 млрд. світлових років).