Які методи використовуються для визначення відстаней до найближчих планет в даний час

Портал створений за підтримки Федерального агентства з друку та масових комунікацій.

Вимірювання відстаней у світовому просторі

Мета цієї статті — коротко викласти способи, якими астрономи вимірюють відстані до тіл сонячної системи — Місяця та Сонця.

У кожного, хто починає знайомитися з астрономією та дізнається, що до Місяця 380 тис., а до Сонця 150 млн. км, що зоряні відстані вимірюються замість кілометрів сотнями, тисячами та мільйонами «світлових років» та «парсеків», виникає цілком природний і законний сумнів: «А як же виміряли ці відстані, ці мільйони та мільярди кілометрів? Адже до Місяця, а тим більше до Сонця та зірок дістатися не можна, отже, не можна застосувати і звичайні способи вимірювання відстаней».

Мал. 3. Проходження Венери по диску Сонця (відносні розміри Сонця, Землі та Венери не в масштабі).

Мета цієї статті — коротко викласти способи, якими астрономи вимірюють відстані до тіл сонячної системи — Місяця та Сонця. Визначення відстаней більш віддалених об'єктів — зірок і туманностей — ми присвятимо іншу статтю з одним з найближчих номерів нашого журналу.

Способи, застосовувані астрономами визначення відстані до близьких до нас небесних тіл, у принципі самі, які застосовують геодезисти при знімальних роботах, землеміри, сапери, артилеристи тощо. буд.

Як виміряти відстань до предмета, підійти до якого не можна, наприклад, до дерева на протилежному боці річки (рис. 1)?

Топограф чи землемір надійде просто. Він відкладе на «своєму» березі лінію АВ та виміряє її довжину. Потім, ставши на один кінець лінії в точку А, виміряє кут CAB — між напрямком своєї лінії та напрямом на предмет С. Перейшовши до точки В він виміряє кут СВА. А далі можна вчинити двома способами: можна відкласти на папері лінію АВ у масштабі і побудувати на її кінцях кути CAB і СВА, перетин сторін яких і дає на плані точку С. Відстань її від точок А і В (та й від будь-якої іншої точки, зазначеної на плані) представить відповідну дійсну відстань у тому самому масштабі, в якому зображена лінія АВ. Або ж можна за формулами тригонометрії, знаючи один бік трикутника і два його кути, обчислити всі інші його лінії, у тому числі і висоту СН — відстань точки С — далекого дерева до проведеної землеміром лінії АВ.

Так само вчинили і астрономи, визначаючи відстань до Місяця. Якщо в один і той же момент два спостерігачі сфотографують небо з Місяцем із двох далеких один від одного місць А і В (мал. 2) і потім зрівнять свої знімки, вони побачать, що положення Місяця щодо зірок дещо по-різному. Наприклад, зірка Е на знімку спостерігача А буде видно на північ від Місяця, а у спостерігача - на південь.

Вимірюючи знімки або, що простіше, визначаючи положення Місяця на небі в двох місцях за допомогою спеціальних телескопів, забезпечених кутомірними пристосуваннями, можна по видимому зміщення Місяця знайти і його відстань до Землі. Згадаймо одну просту теорему з геометрії - сума кутів у чотирикутнику дорівнює 360 ° - і застосуємо її до Землі та Місяця.

Вимірювання дадуть величину кутів z₁ та z₂ — кутів між вертикальним напрямком в обох місцях та напрямком на Місяць.Припустимо, для простоти, що місця А і В лежать на одному меридіані, тобто на колі, що проходить через обидва полюси Землі. ЇЇ - земний екватор і бруски φ ₁ та φ₂ -Географічні широти обох місць.

Застосовуючи теорему до чотирикутника OALB, де О - центр Землі, знайдемо, що

По відомих кутах знайдемо кут р, під яким із центру Місяця видно лінію АВ. Довжина лінії АВ відома, так як відомий радіус Землі та положення місць спостереження А і В. По довжині цієї лінії і кут, так само як і у разі недоступного предмета, можна обчислити відстань до Місяця.

Кут, під яким з центру Місяця чи іншого небесного тіла видно лінію, завдовжки рівну радіусу Землі, називається паралаксом цього небесного світила. Вимірявши кут р для будь-якої лінії АВ, можна обчислити і паралакс Місяця.

Такі виміри були зроблені ще давніми греками. Сучасні точні наміри дають для паралаксу Місяця на його середній відстані від Землі величину трохи менше градуса - 57' 2",7, тобто Земля видно з Місяця як диск діаметром майже в 2 ° (в 4 рази більше діаметра видимого нами диска Місяця ).

Звідси випливає між іншим тасьма цікавий висновок: жителі Місяця (якби вони були там) з великим правом змогли б сказати, що Земля служить для освітлення Місяця, ніж ми говоримо протилежне. Насправді: диск Землі, видимий з Місяця, за площею в 14 разів більший за видимий нами диск Місяця; оскільки кожна ділянка поверхні диска Землі відбиває у 6 разів більше світла (через наявність атмосфери), ніж таку ж ділянку диска Місяця, то Земля посилає на Місяць у 80 разів більше світла, ніж Місяць Землю (при однакових фазах).

За паралаксом Місяця зараз же знаходимо, що відстань до нього в 60,267 разів більша за радіус Землі або дорівнює 384 400 км.

Проте — це середня відстань: шлях Місяця не точне коло, і Місяць, звертаючись навколо Землі, підходить до нього на 363000 км, то віддаляється на 405 000 км.

Так вирішується перше, найпростіше завдання - вимірювання відстані до найближчого до нас небесного тіла. Це порівняно не важко, тому що видиме усунення Місяця велике, і його можна було виміряти за допомогою навіть тих примітивних приладів, якими користувалися давні астрономи.

Чому дорівнює відстань до Сонця

Здавалося б, можна застосувати той самий спосіб і для вимірювання відстані: до Сонця — провести одночасні спостереження у двох місцях, обчислити кути чотирикутників та трикутників, і завдання вирішене. Насправді, проте, виявилося дуже багато труднощів.

Вже древні греки встановили, що Сонце набагато далі Місяця, але о котрій саме — встановити не змогли.

Давньогрецький астроном Аристарх виявив, що Сонце в 20 разів далі Місяця; цей вимір був невірним. У 1650-1675 р.р. голландські та французькі астрономи показали, що Сонце далі за Місяць приблизно в 400 разів. Стало зрозумілим, чому не вдавалися спроби знайти видиме зміщення Сонця, як це вдалося зробити для Місяця. Адже паралакс Сонця в 400 разів менший за паралакс Місяця, всього близько 1/400 градуса, або 9 сек. дуги. А це означає, що навіть при спостереженні з двох місць Землі, що лежать на протилежних кінцях діаметра Землі, наприклад з північного і південного полюсів, видиме зміщення Сонця дорівнювало б видимій товщині дроту в 0,1 мм (людське волосся) при розгляданні її з відстані в 1,5 м. Величина мізерна, і помітити її важко, хоч і можливо за допомогою точного кутомірного приладу.

Але з'являються великі додаткові проблеми.Місяць спостерігають уночі і його положення порівнюють із положеннями сусідніх зірок. Вдень зірок не видно, і порівнювати положення Сонця нема з чим, доводиться цілком покладатися на розділені кола самого приладу. Прилад нагрівається променями Сонця, різні його деформуються, викликаючи появу нових помилок. Та й саме повітря, нагріте променями Сонця, неспокійне, край Сонця здається хвилюючим, тремтячим, по небу як би біжать хвилі. Похибки спостережень будуть більшими за ту величину, яку необхідно виміряти. Від найпростішого методу довелося відмовитись і піти обхідними шляхами.

Спостереження видимих ​​рухів планет проводилися ще в давнину. З порівняння цих спостережень із сучасними вдалося дуже точно визначити час обертання планет навколо Сонця. Так, наприклад, ми знаємо, що Марс здійснює свій оборот в 1,8808 земних років. Але третій закон Кеплера каже: «Квадрати часів обігу планет ставляться, як куби середніх відстаней від Сонця». Звідси, приймаючи за одиницю середню відстань Землі від Сонця, можна визначити, що середня відстань Марса дорівнює 1,5237. Таким шляхом можна побудувати точний «план» сонячної системи, завдати орбіт планет, Землі, комет, але план не вистачатиме «дрібниць» — масштабу. Ми зможемо впевнено сказати, що Венера в 1,38 рази ближче до Сонця, ніж Земля, а Марс в 1,52 разів далі, але нічого не знатимемо про скільки ж кілометрів від Венери або Землі до Сонця. Достатньо, проте, знайти хоча б одну з відстаней за кілометри: ми отримаємо в свої руки масштаб і, користуючись ним, зможемо виміряти будь-яку відстань на плані.

Саме цей спосіб був застосований для виміру відстані від Сонця до Землі. Меркурій та Венера знаходяться ближче до Сонця, ніж Земля.Може виявитися, що коли Земля і Венера будуть знаходитися по один бік від Сонця, центри Сонця і обох планет виявляться на одній прямій лінії (рис. 3). Венера буде видно з Землі на диску Сонця. у 4 рази менше відстані до Сонця, а паралакс її майже в 4 рази більше за паралакс Сонця. визначити положення Венери щодо центру Сонця, що можна зробити набагато точніше, ніж визначення видимого положення Сонця (помилки, властиві інструменту, впливають значно менше щодо відносного положення двох небесних тіл).

Якби рух Землі та Венери відбувався в одній і тій же площині, то «проходження Венери по диску Сонця» спостерігалися б щоразу, коли Венера, що рухається швидше за Землю, обганяє її, т.е. е. приблизно раз на 1 рік та 7 міс. Але площини шляхів Землі та Венери нахилені одна до одної. Обганяючи Землю, Венера проходить вище або нижче Сонця і не може бути спостерігається, тому що вона повернута до Землі темною, не освітленою Сонцем стороною. Ми побачимо її на диску Сонця лише в тому випадку, якщо і «обгін» відбуватиметься поблизу лінії перетину площин орбіт обох планет.

Такий «щасливий збіг» трапляється не часто. Після одного проходження друге слідує через 8 років, зате наступне — лише через 105—120 років. Вперше явище спостерігали 1639 р. Наступні проходження - 1761, 1769, 1874 і 1882 р.р. спостерігалися вже дуже ретельно визначення точної відстані до Сонця. Для спостереження останніх двох проходжень було споряджена велика кількість спеціальних експедицій.Спостерігачі в далеко розташованих пунктах з найбільшою доступною точністю спостерігали моменти початку та кінця явища, а також положення Венери на диску Сонця. При спостереженнях останніх проходжень застосовувалося фотографування Сонця. Видимий шлях Венери диском Сонця буде дещо зміщений в обох спостерігачів (рис. 3). З величини усунення можна обчислити відстань Землі до Венери, т. е. знайти ключ, масштаб, якого бракувало у побудованому плані сонячної системи. Спостережень проходжень Венери дали для паралаксу Сонця величину 8",86 і відстані Сонця — 148 000 000 км.

Два найближчих проходження Венери диском Сонця спостерігатимуться 8 червня 2004 р. та 6 червня 2012 р.

Можуть спостерігатися і проходження диском Сонця найближчої до Сонця планети — Меркурія. Вони бувають значно частіше, ніж проходження Венери, але представляють незрівнянно менше інтересу для визначення відстані до Сонця: у момент проходження відстань від Землі до Меркурія становить близько 90 млн. км, і паралакс його лише в 1,5 рази більше за паралакс Сонця.

Інше зручне розташування планет буває тоді, коли Земля, рухаючись швидше за Марс, переганяє його (рис. 4). У цей час Марс видно на нічному небі в протилежному від Сонця напрямі, чому такі його положення і називаються протистояннями. Відстань між Землею та Марсом зменшується в середньому до 78 млн. км. Проте орбіта Марса дуже відмінна від кола, і якщо зближення Марса і Землі відбувається у серпні — вересні, відстань до Марса може лише 56 млн. км. Марс видно всю ніч, і його положення можна точно визначити, користуючись як опорними точками близькими зірками.

Спостереження з двох пунктів дадуть паралакс Марса, а звідси можна вирахувати його відстань і по ньому масштаб до плану сонячної системи. Наближення Марса і Землі - протистояння Марса - повторюються приблизно через 2 роки і 2 міс., А так звані "великі протистояння", коли Марс найближче до Землі, - раз на 15 -17 років. Останнє «велике протистояння» було 24 серпня 1924 р., а наступне буде 23 липня 1939 р. Кожне протистояння використовується як визначення відстані, але й фізичних спостережень самого Марса.

Ще ближче до Землі може підійти Ерос, одна із сімейства малих планет, орбіти більшості яких лежать між орбітами Марса та Юпітера. Орбіта Ероса дуже відмінна від кола, і значна частина її лежить навіть усередині орбіти Марса (рис. 5). У деяких випадках відстань між Землею та Еросом може зменшуватись до 22 млн. км, тобто до 1/7 відстані Сонця, досить близько. (На 48 млн. км) і в 1930 - 1931 рр.. (На 26 млн. км). Ерос спостерігався у цей час, як зірочка, становище якої серед інших зірок може бути визначене дуже точно.

Слід зазначити, що з визначення паралаксу за спостереженнями Ероса не потрібно обов'язково проводити спостереження із двох далеких пунктів. Обертання Землі навколо осі забирає з собою спостерігача і, якщо він знаходиться на екваторі, за 12 год. обертання Землі перенесе його на відстань, що дорівнює діаметру Землі, або 12,7 тис. км. Спостерігач, розташований на північ або на південь від екватора, переміститься менше. І якщо знімки Ероса зроблені на початку і наприкінці ночі, вони рівносильні знімкам, зробленим на великій відстані один від одного.Потрібно, звичайно, взяти до уваги рух Землі та Ероса орбітами за час між знімками.

Існують ще інші способи виміру відстані до Сонця, але вони не є основними, і розглядати їх ми не маємо можливості. Між іншим, такий самий метод використовувався стародавніми і для визначення паралаксу Місяця.

Зіставлення всіх найточніших визначень дає для паралаксу Сонця величину 8",803 з можливим помилкою в 0",001, а звідси - середня відстань Землі дорівнює 149 450 000 км з можливою помилкою в 17 000 км.

Середня відстань Сонця—Земля є основною для вираження інших відстаней у сонячній системі та названа «астрономічною одиницею». Але дійсна відстань до Сонця може відрізнятись від середньої, оскільки шлях Землі біля Сонця — не коло, а еліпс. У липні відстань до Сонця на 2,5 млн км більше середнього, а в січні на стільки ж менше.

Астрономічна одиниця є той захід, яким ми вимірюємо «не тільки всі відстані до тіл сонячної системи, а й відстані найдальших зірок, туманностей та зоряних скупчень. Словом, це той захід, за допомогою якого ми визначаємо масштаб будови всесвіту. Тому на визначення її витрачено багато зусиль і відома вона сучасній науці з великою точністю.

Може здатися, що зазначена вище помилка 17 000 км велика; але не слід забувати, що ця помилка становить лише трохи більше 0,0001 усієї астрономічної одиниці. Уявімо, що ми виміряли довжину кімнати в 9 м і при цьому вимірі помилилися лише на 1 мм. У порівнянні з довжиною кімнати ця помилка відповідає точності, з якою відома середня відстань Землі від Сонця.Але якщо спробувати насправді виміряти довжину в 9 м з помилкою в 1 мм, це виявиться зовсім не так просто: знадобиться велика увага і хороші вимірювальні інструменти, щоб забезпечити таку точність при звичайному вимірюванні по гладкій підлозі, у всіх точках доступному вимірювачеві. Тим більше потрібно віддати належне точності, з якою зроблено вимір через міжпланетний простір відстані до Сонця, до якого жодна людина її наближалася ближче ніж на 147 млн. км, — відстань, яку гарматне ядро ​​зможе пролетіти, рухаючись зі швидкістю 1000 м/сек. лише у 4,5 роки.

Відстань в астрономії

Які ж системи та заходи розрахунку використовуються в астрономії?

Астрономічна одиниця (а. е).

Ця одиниця використовується для вимірювання відстаней усередині нашої Сонячної системи або всередині інших планетних систем. Така одиниця дорівнює радіусу орбіти Землі навколо Сонця. Або ж середній відстані від нашої планети до Сонця. Таким чином, одна астрономічна одиниця виходить дорівнює приблизно 150 000 000 км.

На користь використання астрономічної одиниці, зокрема, говорить про можливість порівнювати вимірювані відстані з віддаленістю Землі від Сонця. Вимірювання таких великих чисел у кілометрах незручно та важко.

Поштовхом до появи астрономічної одиниці стало відкриття того, що Земля звертається навколо Сонця, і розробка Кеплером законів небесної механіки. За допомогою розрахунків вдалося встановити точну відстань від Землі до Сонця та планет Сонячної системи.

Надалі завдяки розвитку науки та техніки вдалося уточнити відстані від Землі до Сонця та планет нашої системи.

У 1962 році фахівцям вдалося виміряти за допомогою радіолокаційних сигналів відстань від Землі до Сонця. В результаті еталоном була прийнята середня величина, що дорівнює 149 597 870,7 км. З таким значенням це визначення і міститься тепер у Міжнародній системі одиниць СІ.

Однак спостереження показали, що астрономічна одиниця не є постійною. Так, з'ясувалося, що протягом кожні 7 років довжина астрономічної одиниці збільшується на метр. Точного пояснення такого збільшення відстані немає. Однак, найбільш підтримуваною теорією є ідея, що причиною є зменшення маси Сонця через вплив сонячного вітру.

Світловий рік

Світловий рік – це одиниця виміру відстаней у космосі, яка, однак, не є системною і застосовується переважно у навчальній та популярній літературі з астрономії.

Під світловим роком розуміється відстань, яка пройде промінь світла за 365,25 земних дня (тобто за земний рік) у вакуумі, при цьому не промінь не повинен на собі відчувати вплив магнітних полів.

Світловий рік дорівнює 9,46 трильйонам кілометрів

У науковій практиці світловий рік застосовується рідко і переважно висловлювання відстаней до особливо далеких об'єктів у космосі. Причиною цього є те, що при вираженні відстані до далеких галактик у світлових роках, число виявляється занадто великим і незручним у розрахунках. Тому для таких розрахунків застосовується парсек.

Парсек

Парсек – походить від скорочення «паралакс секунда», і є позасистемною одиницею виміру, з допомогою якої відбувається визначення відстані до дуже віддалених об'єктів дослідження.

Для розуміння того, що таке парсек, необхідно дізнатися, що таке паралакс.

Паралакс полягає в тому, що при переміщенні спостерігача в процесі спостереження за двома віддаленими один від одного тілами відстань між цими об'єктами також змінюється.

При спостереженні за зірками паралакс виникає за зміни положення зірки при зміщенні Землі однією градус її орбіти. Це називається річний паралакс і вимірюється у кутових секундах. В результаті, якщо річний паралакс дорівнює одній кутовій секунді, то і відстань до зірки оцінюється в один парсек. Точне число парсека оцінюють у 3,0856776-1016 метра або 3,2616 світлового року. 1 парсек дорівнює приблизно 206264,8 а. е.

Методи визначення відстаней в астрономії

Метод лазерної локації та радіолокації.

Метод лазерної локації полягає у відправленні у бік об'єкта спостереження радіосигналу. Після цього об'єкт відображає сигнал, і той повертається назад. В результаті, час, який витрачається на подолання відстані, допомагає визначити відстань до мети. При цьому точність радіолокації становить лише кілька кілометрів.

Лазерна локація передбачає відправлення світлового променя, який допомагає таким чином визначити відстань до мети, але вже з точністю до часткою сантиметра.

Метод тригонометричного паралаксу.

Тригонометричний паралакс є одним із найпростіших методів вимірювання відстані в космосі. Цей метод заснований на шкільних знаннях з геометрії.

Отже, розглянемо метод тригонометричного паралаксу.

Накреслимо відрізок (інакше названий базисом) між двома точками лежить на поверхні Землі. Потім ми вибираємо потрібний об'єкт на небі, відстань до якого нам потрібно визначити, і позначаємо його як вершину трикутника, що вийшов у нас.Потім ми вимірюємо кути між накресленим базисом і прямими, які були проведені від вибраних точок до потрібного нам об'єкта в небі. А оскільки нам відома сторона і два кути трикутника, що до неї прилягають, то можна визначити й інші його елементи.

Рисунок 1. Тригонометричний паралакс. Автор24 - інтернет-біржа студентських робіт

Спочатку в ролі базису виступав радіус Землі, проте, згодом як базис стали брати середній радіус орбіти Землі, т.е. е. астрономічну одиницю. Це дозволяло дізнатися відстань до віддалених небесних тіл. Кут, який лежав у даному випадку навпроти базису називається річним паралаксом.

Такий вимір відстань до зірок не дуже зручний при дослідженнях із Землі. Причиною є завади атмосфери. Тому визначення річного паралаксу для об'єктів розташованих на відстані більше ніж 100 парсек не вдавалося.

Виходом став, зокрема, запуск 1989 року Європейським космічним агентством космічного телескопа Hipparcos. Цей телескоп здатний визначити відстань до зірок 1000 парсек.

Підсумком стало отримання тривимірної карти всіх зірок, розташованих довкола Сонця. А в 2013 році також Агентство запустило ще точніший апарат – Gaia. Точність даного апарату в 100 разів краща за колишню. Це дозволяє спостерігати всі зірки Чумацького Шляху.

Метод стандартних свічок.

Метод стандартних свічок заснований на тому, що чим далі від спостерігача джерело світла, тим він здається тьмянішим. В результаті можна порівнювати відстань до потрібних зірок з відстанями до зірок із відомими нам потужностями.

З використанням цього методу за основу стандартних свічок беруть джерела, потужність яких відома дослідникам.Таким джерелом може бути зірка, температура поверхні і яскравість якої відома. Такі розрахунки допомагають отримати загальні дані про відстань до галактики, де ця зірка розташована.

Недоліками такого методу є його складність та не дуже висока точність.

Унікальні стандартні свічки.

За допомогою цього методу вдається точніше визначити відстані до зірки, спираючись на характеристики цефеїду.

Цефеїди – змінні пульсуючі зірки, які використовуються земними астрономами як своєрідні маяки – стандартні свічки. Вивчаючи їх фізичні властивості, астрономам вдалося дізнатися, що цефеїди мають таку особливість як період пульсації. Період пульсації та яскравість змінних зірок дають можливість дізнатися світність і відповідно відстань до цієї зірки.

Малюнок 2. Цефеїди. Автор24 - інтернет-біржа студентських робіт

Також у ролі унікальних стандартних свічок можуть виступати наднові, чия світність відома, а також червоні гіганти.

Як вимірюють відстані до зірок?

Земна куля, тримаючись на відстані 149,6 мільйонів кілометрів від Сонця, за рік “намотує” по орбіті дуже малу відстань.

Проте по-справжньому гігантські відстані починаються поза сонячної системи. Тільки на початку 20-го століття вченим вдалося зробити досить точні виміри та вперше встановити відстань до деяких зірок.

Спосіб визначення відстані до зірок полягає в точному визначенні напрямку на них (тобто у визначенні їх положення на небесній сфері) з двох кінців діаметра земної орбіти і називається "Метод горизонтального паралаксу". Для цього треба лише визначити напрямок на зірку в моменти відокремлені один від одного півроком, оскільки Земля за цей час сама переносить із собою спостерігача з одного боку своєї орбіти на іншу.

Визначення відстані до зірки методом горизонтального паралаксу

Зміщення зірки (звісно, ​​здавалося б), викликане зміною положення спостерігача в просторі, надзвичайно мало, ледве вловиме. Однак, воно було виміряне з точністю до 0″,01. Чи багато це чи мало? Судіть самі – це все одно, що розглянути з Рязані ребро монетки покинутої перехожим у Москві на Червоній Площі.

Зрозуміло, що за таких відстаней та дистанцій звичні нам метри та кілометри вже нікуди не годяться. По-справжньому великі, тобто космічні відстані, зручніше виражати не в кілометрах, а в світлових рокахтобто в тих відстанях, які світло, поширюючись зі швидкістю 300 000 км/сек, пробігає за рік.

За допомогою описаного способу можна визначати відстані до зірок, віддалених набагато далі, ніж на триста світлових років. Світло зірок деяких далеких зіркових систем сягає нас за сотні мільйонів світлових років.

Це зовсім не означає, як часто думають, що ми спостерігаємо зірки, які, можливо, вже не існують зараз насправді. Не варто говорити, що «ми бачимо на небі те, чого насправді вже нема». Справді, переважна більшість зірок змінюється так повільно, що мільйони років тому вони були такими ж, як зараз, і навіть видимі місця їх на небі змінюються вкрай повільно, хоча у просторі зірки рухаються швидко. Таким чином, зірки, якими ми їх бачимо, загалом є такими ж і зараз.

Недарма, на відміну планет, чиє ім'я мовою древніх греків означало “мандрівники“Зірки у всі часи представлялися людям як явища практично нерухомі.

Вас може зацікавити

Швидкість переміщення зірок для спостерігача із Землі

Звичайно, нічого дійсно нерухомого у світі бути не може, і зірки також не стоять на одному місці. Але щоб помітити переміщення зірок на небі відносно один одного, треба порівнювати точні визначення їх положення на небі, зроблені з проміжком часу в десятки земних років. Неозброєним оком вони не помітні, і за історію людства жодне сузір'я не змінило помітно своїх контурів.

Для більшості зірок жодного переміщення помітити не вдасться, бо вони надто далекі від нас. Вершник, що скаче галопом на горизонті, як нам здається, майже стоїть на місці, а ось черепаха, що повзе біля наших ніг, переміщається (на наш погляд) досить помітно. Так і у випадку зірок ми легше помічаємо рухи найближчих до нас космічних об'єктів.

"Летуча зірка Барнарда" - одна з "найшвидших" зірок, що спостерігаються з Землі

Летящая зірка Барнарда - так назвали одну слабеньку зірочку в сузір'ї Зміїносця, відкриту на початку 20-го століття американським астрономом Едвардом Барнардомза її найбільш помітний серед зірок рух по небу. Так от, навіть ця "реактивна зірка", я повторюся - найшвидше рухається на небесній сфері, "мчить" по небосхилу зі швидкістю черепашого кроку.

За рік зірка Барнарда "пролітає" по небу дугу в 10", тобто, щоб переміститися хоча б на видиму величину діаметра Місяця (0,5 °), їй буде потрібно більше сотні років! Однак у порівнянні з іншими зірками це дійсно «зірка, що летить».

А трапися нам, наприклад, спостерігати ту ж Велику Ведмедицю 50000 років тому, ми її її не впізнали.Це сузір'я у ті часи було більше схоже на ту фігуру, яку нині уявляє сузір'я Лебедя. Мине ще 50000 років, і зірки Ведмедиці, продовжуючи свій рух, знову розійдуться, а наші віддалені нащадки, замість знайомої нам фігури ковша із семи зірок, побачать якийсь зигзаг, схожий на сузір'я Дракона. Втім, де були люди 50 000 років тому, і що з ними буде через наступні 50 000 років?

Зовнішній вигляд сузір'я Велика Ведмедиця в минулому, в даний час і в майбутньому

Тож не поспішайте панікувати. На нашому віці, і ще багато поколінь вперед, Велика Ведмедиця буде виглядати так само, якою бачили її ще давні греки. Для інтересу, ви можете взяти дріб 1/50000, і тоді отримаєте приблизне значення того, на скільки змінюється фігура Великої Ведмедиці за один земний рік.

Як не мізерні кутові переміщення зірок на небі, звані власними рухами, вони відповідають величезній швидкості в просторі, якщо згадати величезну відстань, з якої ми їх бачимо.

У нас є ще інша можливість вивчати рухи зірок принципом Доплера: вимірюючи зміщення ліній у спектрах зірок Швидкості зірок становлять зазвичай десятки кілометрів на секунду. Найбільшу з них (583 км/сек) має одна порівняно слабка зірка у сузір'ї Голубя.