Відстані до віддалених небесних об’єктів, наприклад, зірок, недоступні для прямого вимірювання. Їх обчислюють, спираючись на вимірювані параметри цих об’єктів, такі як блиск зірки або періодична зміна її координат. В даний час розроблено декілька методів обчислення зоряних відстаней, і кожен з них має свої межі застосовності. Розглянемо докладніше, як вчені визначають відстань до зірок.
Використання паралакса
Паралаксом називають зміщення спостережуваного об’єкта щодо віддаленого фону при зміні положення спостерігача. Знаючи відстань між точками спостереження (базис паралакса) і величину кутового зміщення об’єкта, нескладно розрахувати відстань до нього. Чим менше величина зміщення, тим далі знаходиться об’єкт. Міжзоряні відстані величезні, і, щоб збільшити кут, використовують максимально великий базис – для цього вимірюють розташування зірки у протилежних точках земної орбіти. Цей метод називається зоряним річним паралаксом.
Тепер легко зрозуміти, як вимірюють відстань до зірок методом річного паралакса. Воно обчислюється як одна з сторін трикутника, утвореного спостерігачем, Сонцем і віддаленої зіркою, і дорівнює r = a/sin p, де: r – відстань до зірки, а – відстань від Землі до Сонця і p – річний паралакс зірки. Оскільки паралакс всіх зірок менше 1 кутової секунди (1″), синус малого кута можна замінити величиною самого кута в радианной мірою: sin p ≈ p”/206265. Тоді отримуємо: r = a∙206265/p”, або, в астрономічних одиницях, r = 206265/p”.
Одиниці міжзоряних відстаней
Зрозуміло, що отримана формула незручна, як і вираз колосальних відстаней в кілометрах або астрономічних одиницях. Тому в якості загальноприйнятої одиниці зоряної астрономії прийнято парсек («паралакс-секунда»; скорочено – пк). Це відстань до зірки, річний паралакс якої дорівнює 1 секунді. У цьому випадку формула приймає простий і зручний вигляд: r = 1/p пк.
Один парсек дорівнює 206265 астрономічних одиниць або приблизно 30,8 трильйонів кілометрів. У популярній літературі та статтях часто використовується така одиниця, як світловий рік – відстань, яку за рік проходять у вакуумі електромагнітні хвилі, не відчуваючи впливу гравітаційних полів. Один світловий рік дорівнює близько 9,5 трильйонів кілометрів, або 0,3 парсека. Відповідно, один парсек становить приблизно 3,26 світлового року.
Точність методу параллактического
Точність вимірювання паралакса у наземних умовах у даний час дозволяє визначення відстаней до зірок не більше 200 парсек. Подальше підвищення точності досягається шляхом спостережень з використанням космічних телескопів.
Так, європейський супутник «Гиппарх» (HIPPARCOS, був запущений у 1989 році) дозволив, по-перше, збільшити цю відстань до 1000 пк, а по-друге, істотно уточнити вже відомі зоряні відстані. Європейський же супутник «Гайя», або «Гея» (Gaia, запущений в 2013 році), підвищив точність вимірювань ще на два порядку. З допомогою даних «Гайя» астрономи визначають як відстань до зірок в радіусі 40 кілопарсеків, так і сподіваються відкрити нові екзопланети. Космічний телескоп ім. Хаббла досягає порівнянної з «Гайя» точності. Ймовірно, вона близька до граничної для оптичних вимірювань.
Незважаючи на це обмеження, тригонометричний річний паралакс служить калібрувальної основою для інших методів визначення відстаней до зірок.
Фотометрія. Поняття зоряної величини
Фотометрія в астрономії займається вимірюванням інтенсивності випромінюваного небесним об’єктом електромагнітного випромінювання, у тому числі і в оптичному діапазоні. На основі фотометричних параметрів різними методами визначають відстань до зірок, так і до інших віддалених об’єктів, наприклад, галактик. Одним з основних понять, що використовуються у фотометричних методах, є зоряна величина, або блиск (позначається індексом m).
Видима, або відносна (для оптичного діапазону – візуальна) зоряна величина вимірюється безпосередньо по яскравості зірки і має шкалу, в якій зростання величини характеризує падіння яскравості (так склалося історично). Наприклад, Сонце має видиму зоряну величину -26,7 m, Сіріус має величину -1,46 m, а найближча до Сонця зірка Проксима Центавра – величину +11,05 m.
Абсолютна зоряна величина – обчислюваний параметр. Він відповідає видиму зоряну величину зірки, якщо б ця зірка знаходилася на відстані 10 пк. Цей параметр пов’язує блиск об’єкта з відстанню до нього. У наведених в якості прикладу зірок абсолютна величина становить: у Сонця +4,8 m, Сіріуса +1,4 m, біля Проксими +15,5 m. Відстань цих зірок відповідно 0,000005, 2,64 і 1,30 парсека. Вони розрізняються за дуже важливого астрофизическому параметру – світності.
Спектри і світність зірок
Астрономи називають светимостью L повну енергію, випромінювану зіркою (або іншим об’єктом) в одиницю часу, тобто потужність зірки. Світність може бути виражена через абсолютну зоряну величину, однак, на відміну від неї, не залежить від відстані.
За спектром випромінювання, що відбиває в першу чергу температуру (від неї залежить колір), зірки поділяються на декілька спектральних класів. Зірки одного спектрального класу характеризуються, як правило, однаковою светимостью (тут є винятки, але вони виявляються за особливостями спектра). Залежність «спектр – світність» (або «колір – зоряна величина») відображена на так званій Діаграмі Герцшпрунга – Рассела.
Ця діаграма дає можливість по спектральних класах зірок оцінювати їх абсолютні величини. А оскільки абсолютна величина пов’язана нескладним співвідношенням з відстанню і з видимою, спостерігається величиною, далі нам вже ясно, як визначають відстань до зірок. Формула має наступний вигляд: lg r = 0,2(m – М)+1. Тут r – відстань, m – видима зоряна величина і M – абсолютна величина. Точність такого методу невелика, але дозволяє зробити оцінку відстані.
Стандартні свічки у астрономії
Існують зірки, світність яких характеризується однозначним відповідністю певного фізичного параметру. Завдяки цьому астрономи з хорошою точністю за законом зворотних квадратів визначають відстань до зірок як функцію падіння блиску. Чим менше видима величина такої зірки, тим далі розташована сама зірка. До таких об’єктів належать, наприклад, цефєїди і наднові типу Ia.
Цефєїди – змінні зірки, світність яких строго пов’язана з періодом пульсацій. Вимірявши блиск і період такої зірки, легко обчислити відстань до неї. Цефєїди – дуже яскраві зірки. Сучасні телескопи здатні вирішувати цефєїди в інших галактиках і таким чином встановити відстань до галактики.
Наднові типу Ia являють собою вибухи певного типу зірок у тісних подвійних системах. Вибух відбувається при досягненні зіркою деякого критичного значення маси і завжди має однакову світимість і характер спаду блиску, що також дозволяє обчислити відстань. Яскравість наднових буває порівнянна з яскравістю цілої галактики, тому з їх допомогою астрономи можуть оцінювати відстані на дуже великих, космологічних масштабах – порядку мільярдів парсеків.
Далі всіх
Про найближчої до нас зірки – Проксиме Центавра – знають багато. А ось яка з відомих нині зірок розташована далі за всіх?
Сама далека зірка, що належить до нашої Галактики, виявлена не так давно. Вона знаходиться за межами спірального диска Чумацького Шляху, на зовнішній межі галактичного гало, на відстані близько 122 700 пк, або 400 000 світлових років у сузір’ї Терезів. Це червоний гігант 18-зоряної величини. Звичайно, відомі і більш далекі зірки, однак важко точно встановити їх приналежність до нашої Галактики.
Ну, а яка зірка з усіх відомих у Всесвіті найбільш віддалена від нас? Вона має романтичне ім’я MACS J1149+2223 Lensed Star-1, або просто LS1, і розташована в 9 мільярдів світлових років. Її виявлення – це астрономічна удача, оскільки побачити зірку на такій відстані виявилося можливим лише завдяки події гравітаційного мікролінзування в далекій галактиці, в свою чергу линзируемой більш близьким скупченням галактик. При цьому використовувався інший метод обчислення відстані – за космологічному червоного зсуву. Цим способом визначають відстані до самих віддалених об’єктів Всесвіту, які неможливо вирішити на окремі зірки. І LS1 – один з найбільш дивовижних і красивих прикладів того, як визначають відстані до зірок астрономи.
