Як астрономи дізнаються відстані до космічних об'єктів?
Для визначення відстаней в космосі використовують близько двадцяти методів, що змінюють один інший в міру переходу до все більш віддаленим об'єктам. Ми розглянемо основні методи.
1. Історично найпершим способом вимірювання відстаней до космічних тіл був метод, який вже давно застосовувався для вимірювання відстаней до недоступних об'єктів на поверхні Землі - метод тригонометричного паралаксу. Полягає він у тому, що вимірюється відстань між двома точками на земній поверхні. Отриманий відрізок називається базисом. На ньому, як на підставі (базис), будується трикутник, третій вершиною якого є той недоступний об'єкт, відстань до якого нам потрібно дізнатися. За допомогою кутомірного інструменту вимірюються два кути трикутника при базисі. Якщо відомі сторона і два прилеглих кути трикутника, то, як ми пам'ятаємо зі шкільного курсу геометрії (тема "Рішення трикутників"), можна знайти всі інші елементи трикутника. Таким чином можна визначити відстань до недоступного об'єкта.
Наші два очі при оцінці відстаней працюють точно так же: два променя зору на предмет утворюють кут, який тим менше, ніж далі розташований даний об'єкт. При розгляданні близьких об'єктів очі більше скошені, а при розгляданні дуже далеких об'єктів очі дивляться майже паралельно. Якщо по черзі закривати очі, то становище даного об'єкту буде зміщуватися на тлі більш далеких об'єктів. Чим ближче об'єкт, тим зміщення більше, чим далі - тим менше. Так як відстані до космічних об'єктів дуже великі, то кут, званий параллаксом (кут, під яким з далекого об'єкта видно базис), буде дуже маленьким. Щоб його збільшити, потрібно взяти базис якомога більше. Для вимірювання відстаней до планет Сонячної системи за базис беруть радіус Землі. Кут, під яким з небесного тіла видно радіус Землі, перпендикулярний променю зору, називається горизонтальним параллаксом. Для близьких зірок за базис беруть середній радіус орбіти Землі (астрономічна одиниця) і паралакс називається річним параллаксом, він становить всього лише частки секунди (градус ділиться на 60 кутових хвилин, а хвилина на 60 кутових секунд). Якщо річний пар аллакс деякої зірки дорівнює 1 сек унде (тобто радіус земної орбіти видно з неї під кутом, рівним 1 секунді), то таку відстань називається парсек. До найближчої зірки Проксима Центавра трохи більше одного пса або 4,22 світлового року. Таким методом з Землі можна виміряти відстані аж до 100 парсеків.
2. Методи радіолокації і лазерної локації. На космічний об'єкт за допомогою радіопередавача посилається потужний вузькоспрямований радіосигнал у вигляді короткочасного імпульсу. Після відображення космічним об'єктом сигнал в ослабленому вигляді повертається на Землю і приймається приймачем. За величиною запізнювання обчислюється відстань до об'єкта. Таким методом вимірюються відстані в Сонячній системі (Меркурій, Венера, Марс, Сатурн і Юпітер з супутниками, астероїди, комети, корона Сонця) з точністю до декількох кілометрів. Для далеких планет метод не працює, т. К. Сигнал сильно розсіюється (енергія прийнятого радіоеха назад-пропорційна четвертого ступеня відстані), важко отримати досить вузько спрямований пучок радіохвиль, потрібні дуже потужні передавачі, величезні антени і надчутливі приймачі. Для Місяця здійснена лазерна локація, для цього на неї були доставлені оптичні відбивачі. Точність лазерної локації становить 1 см.
3. Метод стандартної свічки. Ми знаємо, що освітленість, що створюється джерелом світла, зменшується обернено пропорційно квадрату відстані до нього (якщо лампочку відсунути в два рази далі від стіни, то освітленість стіни зменшиться в 4 рази, якщо видалити в три рази, то освітленість зменшиться в дев'ять разів і т . д.).
Чим менше приходить на Землю світла від зірки, тим, значить, вона далі. Якщо відома потужність джерела світла (в астрономії це світність зірки), то за величиною освітленості (в астрономії - видимий блиск зірки) можна обчислити відстань до нього згідно із законом зворотних квадратів. Наприклад, ми добре знаємо світність Сонця. Якщо ми виявимо таку ж по фізичних характеристиках зірку, як наше Сонце, то по її видимою зоряною величиною (освітленості, створюваної нею на Землі) ми легко обчислимо відстань до неї - зірка в стільки разів знаходиться далі, ніж Сонце, у скільки разів в квадраті її яскравість менше яскравості Сонця. За стандартну свічку, крім Сонця, можна брати будь-яку іншу зірку, відстань до якої раніше виміряна методом тригонометричного паралаксу.
3 '. Метод цефеїд. За стандартну свічку можна взяти цефеиду - пульсуючу зірку. Світність і, відповідно, видимий блиск цефеїди періодично змінюється. Відомий закон, що зв'язує світність цефеїди і період її пульсацій. Період і видимий блиск цефеїд легко виміряти, а звідси легко обчислити і відстань до неї. Цефеїди називають "маяками Всесвіту". Якщо в якій-небудь галактиці знайдена цефеида, то ми, обчисливши відстань до цефеїди, тим самим знаходимо і відстань до цієї галактики.
3 ''. Метод наднових. Точно так же за стандартну свічку можна взяти деякі типи наднових зірок, тобто вибухають зірок. Відомо, скільки енергії виділяє наднова під час вибуху. Порівнюючи видимий блиск наднової з її істинної світність, ми визначаємо, на якій відстані від нас вона знаходиться, а, відповідно, і тієї далекої галактики, якій вона належить.