- Про сайт
- ЧаВо
- PR
- Контакт
- Новини сайту
- медіа
- астрофотографія
- 3D Всесвіт
- телевізор>
- TV-Ефір
- Космос для дітей>
- NASA / eClips
- Серіали "Живий Всесвіту">
- Пульс Живий Всесвіту
- Мессьє і його звірі
- світлопис
- Послуги перекладачів>
- ESOCast
- Hubblecast
- Kurzesagt
- Прекрасна Всесвіт Чандри
- Прихована Всесвіт Спітцера
- Запитай Астронома
- Галерея
- фото дня
- анімації
- Всесвіт
- Сонячна система>
- сонце
- Меркурій
- місяць
- Марс
- Церера
- Юпітер
- Сатурн
- комети
- зірки
- планетарні туманності
- екзопланети
- Чумацький шлях
- Чорні діри
- пульсари
- наднові
- галактики
- гравітаційні лінзи
- космологія
- Темна матерія
- Всесвіт для дітей
- Сонячна система>
- космонавтика
- ЕSA>
- Розетта
- GAIA
- NASA
- JPL
- ЕSA>
- обсерваторії
- NASA>
- Хаббл
- Чандра
- Спітцер
- Кеплер
- WISE
- Планк
- Фермі
- Свіфт
- JWST
- ESO>
- VISTA
- ОБТ
- Кек
- CFHT
- любителі
- NASA>
- статті
- Ітан Зігель
- Філ Плейт
- -----
- про Всесвіт
- рекомендую
- Поезія космосу
- Огляди сайтів
- мракобісся
Як виміряти відстань в космосі?
- лінійкою! Ні, не годиться.
- радаром! Навести на об'єкт, відправити сигнал, дочекатися відбитого сигналу, час розділити навпіл і помножити на швидкість світла. вже краще! Годиться - для Сонячної системи.
Але як виміряти відстані до зірок? Тут вже точно радар не підходить - хто знає, скільки доведеться чекати зворотного сигналу та й чи прийде він взагалі.
- Використовувати геометрію! Коли ти їдеш в поїзді і дивишся на близьке дерево, то бачиш, як воно переміщається на тлі інших дерев. Те саме буде і з зірками. Тільки потяг у нас - вся Земля. Подивимося на деяку зірку навесні, а потім - через півроку, восени. За цей час Земля переміститься в просторі на цілий діаметр своєї орбіти! Це майже 300 млн км! Близька зірка повинна бути видна з невеликим зсувом. І дійсно, так і відбувається. Такий метод називається "метод паралакса" і може використовуватися для вимірювань відстаней до близьких до нас зірок.
Але що якщо зірки знаходяться ще далі? Тут приходить на допомогу залежність спектр-світність. У зірок одного спектрального класу, в загальному, приблизно однакова світність. Вимірявши видиму яскравість зірки і знаючи її спектральний клас можна оцінити відстань до неї. Метод не дуже точний, але, тим не менш, годиться для оцінки відстані.
Серед зірок є деякі, які регулярно пульсують - збільшуючись і зменшуючись в розмірах, при цьому змінюючи свою яскравість. Їх називають цефеїд - по імені зірки дельта Цефея, у якій у першій виявили таку змінність. Так ось, у цих молодих зірок період зміни блиску залежить від їх світності - чим більше період, тим більше світність. Значить, вимірявши період, можна отримати їх світність і порівняти з видимим блиском, тим самим отримавши відстань до них. Цефеїди - дуже потужний засіб визначення відстаней до міжгалактичних відстаней.
Але що далі? Як бути з галактиками? Тут на допомогу приходять наднові - вибухають зірки, які можуть іноді затьмарювати своїм блиском всю свою галактику. Є тип наднових (т.зв. Ia), чия світність в максимумі однакова для всіх зірок! І це значить, що можна знову використовувати метод порівняння видимого блиску з абсолютною яскравістю і визначення відстані.
Наднові - надійний метод оцінки відстаней до далеких галактик. Але Всесвіт така велика, що навіть наднових недостатньо. І тоді на допомогу приходить червоний зсув спектра. Якщо галактика віддаляється від нас, характерні лінії в її спектрі зміщуються в його червоний кінець. Вимірявши це зміщення, можна судити про швидкість видалення галактики. А залежність швидкості галактики від відстані від нас описується постійної Хаббла (щось на зразок 75 км / с / Мпк) - значить, вирішивши це просте рівняння, можна оцінити, на якій відстані від нас знаходиться галактика.
NASA. Holland Ford (JHU), the ACS Science Team and ESA
Відстані у Всесвіті можна виміряти різними способами, кожен з яких не є ідеальним. Але використовуючи численні перехресні перевірки, калібрування одного методу іншим, зібравши безліч вимірів і проаналізувавши їх, астрономи змогли довести надійність цих методів.
Зрештою, чи не лінійкою ж міряти.