Измерение расстояний
Измерение расстояний
Начнем с расстояний. Непременно, измерение расстояний в миллионы световых лет и поболее является чудом современной науки.
Еще сначала нашего века об измерении схожих расстояний не было и речи. Как, с какими “мерными лентами” удалось пробиться через эти немыслимые дали?
Это был очень тяжелый научный путь. Шаг за шагом, ступень за ступенью удавалось равномерно продвигаться в измерении все более дальних расстояний. При всем этом последующий шаг всегда основывался на успехах предшествующего.
1-ая суровая ступень была преодолена еще посреди прошедшего века. Расстояния до 3-х близких к нам звезд были измерены фактически сразу в Рф, Германии и Африке. Сущность способа этих измерений в принципе такая же, как и в измерении расстояний на Земле при помощи дальномера. Дальномеры сейчас интегрированы даже в фотоаппараты и потому знакомы каждому. Механизм работы такового прибора заключается в том, что направление на рассматриваемый предмет несколько различно для различных окошечек дальномера. Если понятно
расстояние меж окошечками и угол конфигурации направления, то просто рассчитывается расстояние по правилам тригонометрии. В дальномере этот расчет делает простейшее механическое устройство. Чем далее предмет, тем на большее расстояние нужно разнести окошечки дальномера, чтоб измерение было довольно надежным. Расстояние меж окошечками именуют базисом, а сам метод получил заглавие тригонометрического. При измерении расстояний до звезд роль базиса играет поперечник земной орбиты вокруг Солнца. Изменение направления на звезду измеряется с интервалом в полгода из диаметрально обратных точек земной орбиты. Но даже при таком большом базисе изменение направления на наиблежайшие звезды меньше одной угловой секунды дуги, и требуется большая тщательность и высочайшее искусство измерений.
Выяснилось, что даже наиблежайшие звезды удалены от нас на расстояние больше светового года.
Со времени первых измерений расстояний до звезд прошло больше столетия. Невзирая на большой прогресс в технике и способах измерений, и на данный момент при помощи тригонометрического способа можно уверенно определять расстояние до звезд не больше 100 световых лет.
До границ Галактики при всем этом еще немыслимо далековато, а о других галактиках и гласить не приходится.
Последующий большой шаг по лестнице, ведущей вдаль, был изготовлен уже сначала нашего столетия, и его посодействовали сделать звезды, систематически меняющие собственный сияние, — переменные звезды.
Начало было положено южноамериканским астрологом Генриеттой Ливитт, изучавшей переменные звезды в одной из ближайших к нам галактик — Малом Магеллановом Облаке, видимом на южном небесном полушарии.
Через пару лет после начала исследования она узнала любопытнейший факт. 20 5 звезд оказались переменными, строго временами меняющими собственный сияние. При этом чем больше был период конфигурации блеска, тем ярче была сама звезда! Г. Ливитт пришла к восхитительному выводу: “Потому что эти переменные звезды, возможно, находятся на схожем расстоянии от Земли (так как они все находятся в одной галактике — Малом Магеллановом Облаке. — И. Н.), их периоды, разумеется, связаны с количеством излучаемого ими света”.
Значение этого открытия тяжело переоценить. По периоду конфигурации яркости можно выяснить светимость звезды.
Мы знаем, что видимый сияние звезды на небе слабеет назад пропорционально квадрату расстояния до нее. Сравнивая настоящую светимость звезды с видимым блеском, можно вычислить расстояние!
Правда, для того, чтоб можно было по периоду конфигурации блеска звезд, изученных Г, Ливитт, вычислять расстояние, нужно знать настоящую светимость хотя бы одной таковой звезды.
1-ая попытка это сделать была предпринята Э. Герцшпрунгом. Он сообразил, что звезды, наблюдаемые Г. Ливитт в Малом Магеллановом Облаке, вточности такие же, как отлично известные переменные звезды, именуемые цефеидами, в нашей Галактике. Сияние цефеид изменяется из-за того, что они пульсируют. Сейчас было надо найти настоящую светимость хотя бы одной цефеиды. Вот тут-то и начались суровые трудности. В округи Солнца нет ни одной цефеиды, расстояние до которой накрепко можно • было бы найти тригонометрическим методом и, зная ее видимый сияние и расстояние, вычислить настоящую светимость.
Начались бессчетные пробы определения расстояний до цефеид нашей Галактики. 1-ая оценка, была изготовлена самим Э. Герцшпрунгом. Мы не будем обрисовывать тут сущность применяемых при всем этом хитрых косвенных способов. Отметим только, что и 1-ая, и многие следующие пробы были настолько трудны, что приведи к результатам, содержащим значимые ошибки. Эти ошибки были совсем выявлены исключительно в начале 60-х годов. Но работа эта так принципиальна (идет речь об измерении масштабов Вселенной!), что уточнения длятся до сего времени.
После того как установлена настоящая светимость хоть одной цефеиды с известным периодом конфигурации блеска, стало вероятным определять расстояние до хоть какой цефеиды. Вправду, сейчас известна зависимость “период — настоящая светимость” для цефеид. Для определения расстояния до хоть какой цефеиды довольно по наблюдениям найти период конфигурации ее блеска, потом по зависимости отыскать настоящую светимость и, сравнивая с видимым блеском, вычислить расстояние. Если цефеида заходит в состав какого-нибудь скопления звезд либо галактики, то тем определяется расстояние и до их. Цефеиды тут употребляются как “стандартные свечки”, настоящая яркость которых известна. Потому и весь способ получил заглавие способа “стандартной свечки”.
Новиков И.Д.