Как-то игрался с одним астрономическим приложением в смартфоне и рассказывал супруге про ближайшие к нам звезды.
И вышел у нас вот такой диалог:
— А как определяют все эти расстояния до звёзд?
— С помощью параллакса.
— Чего?
— Параллакса.
Ну что же, объясняю на пальцах: вытяните вперёд руку с поднятым большим пальцем, посмотрите на него по очереди сначала одним глазом, затем другим. Видно, что палец смещается относительно фоновых объектов. Это видимое смещение и называется параллаксом. Теперь, определив величину параллакса (смещения), и зная расстояние между глаз (расстояние между точками наблюдения называется базисом), можно определить расстояние до пальца (длину руки). Здорово, правда?
Первая ступенька
Но чтобы заметить смещения звезд, недостаточно смотреть на них поочередно правым и левым глазом. Расстояния до звезд так огромны, что для измерения параллакса приходится применить самый большой доступный базис — диаметр орбиты Земли.
Наблюдая звезду сначала из точки 1, а через полгода из точки 2, можно заметить параллакс относительно очень далеких тусклых звёзд.
Придумали даже специальную единицу измерения расстояний — парсек. Если параллакс объекта за год составит ровно одну угловую секунду, значит до объекта ровно один парсек (параллактическая секунда). Равен 3,26 световых года.
Но на небе не нашлось ни одной звезды, которая сместилась хотя бы на одну угловую секунду. Все параллаксы измеряются долями секунды. Именно поэтому долгое время астрономы не могли определить расстояния даже до ближайших звезд: техника не позволяла зафиксировать такие малые отклонения.
Но и на данный момент у этого метода есть ограничения из-за техники: примерно 1 килопарсек. У объектов, которые находятся дальше, не определить параллакс. Но откуда тогда известны расстояния до галактик? Это же мегапарсеки!
Вторая ступенька
Возьмём две одинаковые свечи. И зажжём одну рядом с нами, а другую — на неопределенном расстоянии от нас. Мы знаем, что свечи обладают одинаковой светимостью. Но видимая яркость у второй свечи из-за расстояния будет меньше. Определив, на какую величину снизилась яркость, мы можем точно определить расстояние до удалённой свечи.
Итак, к чему тут свечи? У астрономов просто тоже есть свои стандартные свечи. Это объекты, светимость которых известна независимо от их удаленности. Например, цефеиды — звезды переменной яркости. Светимость этих звезд зависит от периода изменения яркости. Узнав период, всегда можно определить светимость. А узнав расстояния до ближайших цефеид методом параллакса и сравнив яркость с удаленными цефеидами, можно найти и это удаленное расстояние.
Именно с помощью цефеид было впервые измерено расстояние до галактики Андромеды, которое составляет 2,5 млн световых лет.
Метод стандартных свечей — вторая ступенька космической измерительной лестницы, на которую мы поднимаемся благодаря первой — тригонометрическому методу параллакса.
Помимо цефеид в качестве объектов с известной светимостью используют красные гиганты, сверхновые.
Но со второй ступени всё же нельзя дотянуться до всех галактик: из-за сильного удаления можно просто не различить отдельные объекты в галактике. Поднимаемся дальше.
Третья ступенька
Метод основанный на зависимости Талли—Фишера. Суть зависимости в том, что чем быстрее галактика вращается, тем больше её общая светимость. Если галактика видна с Земли с ребра, или почти с ребра, можно определить скорость её вращения по доплеровскому смещению линий спектра. Определив скорость вращения, узнаём светимость. А по светимости находим расстояние.
Для проверки метода используют галактики с уже определенными по цефеидам расстояниями.
Но и тут есть предел: качество получаемого спектра с расстоянием уменьшается, скорость вращения галактики определяется не точно.
Четвертая ступенька
В основе метода лежит закон Хаббла, в котором говорится о зависимости скорости галактики от расстояния до неё. Скорость галактики можно определить по смещению линий спектра галактики из-за эффекта Доплера. И для того чтобы получить расстояние, необходимо разделить полученную скорость на некоторый коэффициент — постоянную Хаббла. А вот эту постоянную определяют исходя из известных расстояний до галактик, полученных одним из предыдущих методов.
Вот такая лестница, высотой в обозримую вселенную. Помимо описанных методов существуют в ступенях и другие. Но если описывать их все, статья получится просто огромной. Но для общего представления об измерении космических расстояний, я думаю, этого вполне достаточно.
Другие методы можно обсудить в комментариях.
Если статья интересна и полезна, ставьте лайк! И подписывайтесь, чтобы чаще видеть астрономию в ленте!