Како да се одреди растојанието до ѕвездите? Како знаеме дека Алфа Кентаур е оддалечен околу 4 светлосни години? На крајот на краиштата, не можете многу да одредите според осветленоста на ѕвездата како таква - осветленоста на слабата ѕвезда во близина и светлата далечна ѕвезда може да биде иста. А сепак, постојат многу прилично сигурни начини за одредување на растојанијата од Земјата до најоддалечените агли на Универзумот. Во текот на 4 години работа, астрометрискиот сателит Хипархус ги определи растојанијата до 118 илјади ѕвезди SPL

Без разлика што велат физичарите за тродимензионалноста, шест-димензионалноста или дури и единаесет-димензионалноста на вселената, за астроном набљудувачкиот Универзум е секогаш дводимензионален. Гледаме што се случува во вселената во проекција на небесната сфера, исто како што на филм целата сложеност на животот се проектира на рамен екран. На екранот лесно можеме да го разликуваме она што е оддалечено од она што е блиску поради нашата блискост со тридимензионалниот оригинал, но во дводимензионалното расејување на ѕвездите нема визуелна трага што ни овозможува да ја претвориме во тродимензионална димензионална карта погодна за исцртување на текот на меѓуѕвезден брод. Во меѓувреме, далечините се клучот за речиси половина од целата астрофизика. Без нив, како можете да разликувате блиска слаба ѕвезда од далечен, но светол квазар? Само знаејќи ја растојанието до објектот може да се процени неговата енергија, и оттука постои директен пат до разбирање на неговата физичка природа.

Неодамнешен пример за неизвесноста на космичките растојанија е проблемот со изворите на изливи на гама-зраци, кратки импулси на тешко зрачење кои пристигнуваат на Земјата приближно еднаш дневно од различни правци. Првичните проценки за нивното растојание се движеа од стотици астрономски единици (десетици светлосни часови) до стотици милиони светлосни години. Соодветно, ширењето во моделите беше исто така импресивно - од уништувањето на комети со антиматерија на периферијата на Сончевиот систем до експлозиите на неутронските ѕвезди што го тресат целиот универзум и раѓањето на бели дупки. До средината на 1990-тите беа предложени повеќе од сто различни објаснувања за природата на експлозиите на гама-зраците. Сега, кога успеавме да ги процениме растојанијата до нивните извори, останаа само два модели.

Но, како можете да го измерите растојанието ако не можете да го достигнете објектот ниту со линијар ниту со зрак за лоцирање? Методот на триангулација, широко користен во конвенционалната копнена геодезија, доаѓа на помош. Избираме сегмент со позната должина - основата, ги мериме од нејзините краеви аглите на кои е видлива точка која е недостапна поради една или друга причина, а потоа едноставна тригонометриски формулидадете го потребното растојание. Кога се движиме од едниот крај на основата до другиот, очигледната насока на точката се менува, таа се поместува во однос на позадината на далечните објекти. Ова се нарекува паралакса поместување, или паралакса. Неговата вредност е помала, колку подалеку е предметот, а колку е поголема, толку е подолга основата.

За да се измери растојанијата до ѕвездите, треба да се земе максималната база на располагање на астрономите, еднаква на дијаметарот на земјината орбита. Соодветното паралактичко поместување на ѕвездите на небото (строго кажано, половина од него) почна да се нарекува годишна паралакса. Се обиде да го измери Тихо Брахе, кому не му се допадна идејата на Коперник за ротацијата на Земјата околу Сонцето и реши да ја провери - на крајот на краиштата, паралаксите го докажуваат и орбиталното движење на Земјата. Преземените мерења имале импресивна точност за 16 век - околу една минута лак, но тоа било сосема недоволно за мерење на паралакси, што самиот Брахе не го сфатил и заклучил дека коперниканскиот систем е неточен.

Растојанието до ѕвездените јата се определува со методот на поставување на главната низа

Следниот напад на паралаксата бил направен во 1726 година од Англичанецот Џејмс Бредли, иден директор на опсерваторијата Гринич. Отпрвин, се чинеше дека среќата му се насмевна: ѕвездата Гама Драко, избрана за набљудување, всушност осцилирала околу својата просечна позиција во текот на една година со замав од 20 секунди лак. Сепак, насоката на ова поместување беше различна од она што се очекуваше за паралакси, и Бредли набрзо го најде точното објаснување: брзината на орбитата на Земјата се собира со брзината на светлината што доаѓа од ѕвездата и ја менува нејзината привидна насока. На ист начин, капките дожд оставаат коси траги на прозорците на автобусот. Овој феномен, наречен годишен аберација, беше првиот директен доказ за движењето на Земјата околу Сонцето, но немаше никаква врска со паралакси.

Само еден век подоцна, точноста на гониометарските инструменти го достигна потребното ниво. Во доцните 30-ти на 19 век, како што рекол Џон Хершел, „ѕидот што го спречил продирањето во ѕвездениот универзум бил пробиен речиси истовремено на три места“. Во 1837 година, Василиј Јаковлевич Струве (во тоа време директор на опсерваторијата Дорпат, а подоцна и на опсерваторијата Пулково) ја објавил паралаксата Вега што ја измерил - 0,12 лачни секунди. Следната година, Фридрих Вилхелм Бесел објави дека паралаксата на ѕвездата 61 Лебед е 0,3.“ И една година подоцна, шкотскиот астроном Томас Хендерсон, кој работел во Јужната хемисферана Кејп Добра Надеж, ја измери паралаксата во системот Алфа Кентаури - 1,16". Меѓутоа, подоцна се покажа дека оваа вредност е преценета за 1,5 пати и на целото небо нема ниту една ѕвезда со паралакса поголема од 1 секунда од лакот.

За растојанија мерени со паралактички метод, беше воведена посебна единица за должина - парсек (од паралактичка секунда, компјутер). Еден парсек содржи 206.265 астрономски единици или 3,26 светлосни години. Од ова растојание радиусот на земјината орбита (1 астрономска единица = 149,5 милиони километри) е видлив под агол од 1 секунда. За да го одредите растојанието до ѕвезда во парсеци, треба да поделите една со нејзината паралакса во секунди. На пример, до најблискиот ѕвезден систем до нас, Алфа Кентаур 1/0,76 = 1,3 парсеци, или 270 илјади астрономски единици. Илјада парсеци се нарекуваат килопарсеци (kpc), милион парсеци се нарекуваат мегапарсеци (Mpc), а милијарда се нарекуваат гигапарсеци (Gpc).

Мерењето на екстремно малите агли барало техничка софистицираност и огромна трудољубивост (Бесел, на пример, обработил повеќе од 400 индивидуални набљудувања на 61-от Лебед), но по првиот пробив работите тргнале полесно. До 1890 година, беа измерени паралаксите на веќе триесетина ѕвезди, а кога фотографијата почна широко да се користи во астрономијата, прецизното мерење на паралаксите беше ставено на струја. Мерењата на паралаксата се единствениот метод за директно одредување на растојанијата до поединечни ѕвезди. Но, за време на набљудувањата на земјата, атмосферските пречки не дозволуваат паралактичкиот метод да мери растојанија поголеми од 100 компјутери. За универзумот ова не е многу голема вредност. („Овде не е далеку, сто парсеци“, како што рече Громозека.) Онаму каде што геометриските методи не успеваат, фотометриските методи доаѓаат на помош.

Геометриски записи

Во последниве години, сè почесто се објавуваат резултатите од мерењето на растојанија до многу компактни извори на радио емисија - масери. Нивното зрачење се јавува во опсегот на радио, што овозможува да се набљудуваат на радио интерферометри способни да ги мерат координатите на објектите со точност во микросекунда, недостижни во оптичкиот опсег во кој се набљудуваат ѕвездите. Благодарение на масерите, тригонометриските методи можат да се применат не само на далечни објекти во нашата галаксија, туку и на други галаксии. На пример, во 2005 година, Андреас Брунталер (Германија) и неговите колеги го одредиле растојанието до галаксијата М33 (730 kpc) со споредување на аголното поместување на масерите со брзината на ротација на овој ѕвезден систем. Една година подоцна, Је Ксу (Кина) и неговите колеги користеа класичен методпаралакси со „локалните“ масер извори со цел да се измери растојанието (2 kpc) до еден од спиралните краци на нашата Галаксија. Можеби Ј. Хернстин (САД) и неговите колеги успеаја да напредуваат најдалеку во 1999 година. Следејќи го движењето на масерите во акрецискиот диск околу црната дупка во јадрото на активната галаксија NGC 4258, астрономите утврдија дека овој систем се наоѓа на растојание од 7,2 Mpc од нас. Денес ова е апсолутен рекорд за геометриски методи.

Стандардни астрономски свеќи

Колку е подалеку изворот на зрачење од нас, толку е потемен. Ако ја дознаете вистинската осветленост на објектот, тогаш споредувајќи ја со привидната осветленост, можете да ја пронајдете растојанието. Хајгенс веројатно бил првиот што ја применил оваа идеја за мерење на растојанието до ѕвездите. Ноќе го набљудувал Сириус, а дење го споредувал неговиот сјај со мала дупка на екранот што го покривала Сонцето. Откако ја избра големината на дупката така што двете осветлености се совпаднаа, и споредувајќи ги аголните вредности на дупката и сончевиот диск, Хајгенс заклучи дека Сириус е 27.664 пати подалеку од нас од Сонцето. Ова е 20 пати помало од вистинското растојание. Дел од грешката се должи на фактот дека Сириус е всушност многу повеќе посветла од сонцето, а делумно и поради тешкотијата да се спореди брилијантноста од меморијата.

Пробив во областа на фотометриските методи се случи со појавата на фотографијата во астрономијата. На почетокот на 20 век, опсерваторијата на колеџот Харвард изврши голема работа за одредување на осветленоста на ѕвездите користејќи фотографски плочи. Особено внимание беше посветено на променливите ѕвезди, чија осветленост варира. Додека ги проучувал променливите ѕвезди од посебна класа - Цефеиди - во Малиот Магеланов Облак, Хенриета Левит забележала дека колку се посветли, толку е подолг периодот на флуктуација на нивната светлина: ѕвездите со период од неколку десетици дена се покажале дека се околу 40 пати посветла од ѕвездите со период од околу еден ден.

Бидејќи сите Левит Цефеиди беа во истиот ѕвезден систем - Малиот Магеланов Облак - може да се смета дека се на исто (иако непознато) растојание од нас. Ова значи дека разликата во нивната привидна осветленост е поврзана со реални разлики во осветленоста. Останува да се одреди растојанието до еден Цефеид со помош на геометриски метод за да се калибрира целата зависност и да може, со мерење на периодот, да се одреди вистинската сјајност на кој било цефеид, а од него растојанието до ѕвездата и ѕвездениот систем. што го содржи.

Но, за жал, во близина на Земјата нема Цефеиди. Најблиската од нив - Северната ѕвезда - е отстранета од Сонцето, како што сега знаеме, за 130 парчиња, односно е надвор од дофатот на мерењата на паралаксата на земјата. Ова не овозможило да се изгради мост директно од паралакси до Цефеиди, а астрономите морале да изградат структура која сега фигуративно се нарекува скала за далечина.

Отворените ѕвездени јата, вклучително и од неколку десетици до стотици ѕвезди, поврзани со заедничко време и место на раѓање, станаа средно скалило на него. Ако ги нацртате температурата и сјајноста на сите ѕвезди во јатото, повеќето точки ќе паднат на една наклонета линија (поточно, лента), која се нарекува главна низа. Температурата се одредува со голема точност од спектарот на ѕвездата, а сјајноста се одредува од нејзината очигледна светлина и растојание. Ако растојанието е непознато, на помош доаѓа фактот дека сите ѕвезди во јатото се речиси подеднакво оддалечени од нас, така што во јатото, привидната осветленост сè уште може да се користи како мерка за сјајност.

Бидејќи ѕвездите се насекаде исти, главните секвенци на сите јата мора да се совпаѓаат. Разликите се должат само на фактот дека тие се на различни растојанија. Ако го одредиме растојанието до едно од кластерите користејќи геометриски метод, ќе дознаеме како изгледа „вистинската“ главна низа, а потоа, споредувајќи ги податоците за другите кластери со неа, ќе ги одредиме растојанијата до нив. Овој метод се нарекува „фитинг на главната низа“. Долго време, Плејадите и Хјадите служеа како стандард за него, чии растојанија беа одредени со методот на групни паралакси.

За среќа на астрофизиката, Цефеидите се откриени во дваесетина отворени јата. Затоа, со мерење на растојанијата до овие кластери со прилагодување на главната низа, можно е да се „испружи скалата“ до Цефеидите, кои се на третото скалило.

Цефеидите се многу погодни како показател за растојанија: ги има релативно многу - тие можат да се најдат во која било галаксија, па дури и во кое било топчево јато, а како џиновски ѕвезди, тие се доволно светли за да ги измерат меѓугалактичките растојанија од нив. Благодарение на ова, тие заработија многу гласни епитети, како што се „светилници на универзумот“ или „пресвртници на астрофизиката“. „Линијата“ на Цефеидите се протега до 20 Mpc - ова е околу сто пати поголема од големината на нашата Галакси. После тоа, тие веќе не можат да се разликуваат ниту со најмоќните современи инструменти, а за да се искачите на четвртото скалило од далечинската скала, потребно е нешто посветло.

До периферијата на универзумот

Едно од најмоќните екстрагалактички мерења на растојание се заснова на шема позната како релација Тали-Фишер: колку е посветла спиралната галаксија, толку побрзо се ротира. Кога галаксијата се гледа раб или со значително навалување, половина од нејзината материја се приближува до нас поради ротација, а половина се оддалечува, што доведува до проширување на спектралните линии поради Доплеровиот ефект. Од ова проширување се одредува брзината на ротација, од него се одредува сјајноста, а потоа, од споредба со видливата осветленост, се одредува растојанието до галаксијата. И, се разбира, за да го калибрираме овој метод, потребни ни се галаксии чии растојанија се веќе измерени со помош на Цефеиди. Методот Тали-Фишер е многу долг дострел и покрива галаксии оддалечени стотици мегапарсеци од нас, но исто така има и граница, бидејќи не е можно да се добијат доволно квалитетни спектри за галаксии кои се премногу оддалечени и слаби.

На малку поголем опсег на растојанија, функционира друга „стандардна свеќа“ - супернова од типот Ia. Изливите на таквите супернови се термонуклеарни експлозии од „ист тип“ на бели џуџиња со маса малку над критичната маса (1,4 соларни маси). Затоа, нема причина тие да се разликуваат многу по моќ. Набљудувањата на таквите супернови во блиските галаксии, до чии растојанија може да се одредат од Цефеидите, се чини дека ја потврдуваат оваа постојаност, и затоа космичките термонуклеарни експлозии сега се широко користени за одредување на растојанија. Тие се видливи дури и на милијарди парсеци подалеку од нас, но никогаш не се знае до кое растојание ќе се мери галаксијата, бидејќи однапред не се знае каде точно ќе еруптира следната супернова.

Досега, само еден метод ни овозможува да се движиме уште подалеку - поместувањата на црвено. Неговата историја, како и историјата на Цефеидите, започнува истовремено со 20 век. Во 1915 година, американскиот Весто Слифер, проучувајќи ги спектрите на галаксиите, забележал дека во повеќето од нив линиите биле поместени во црвено во однос на позицијата „лабораторија“. Во 1924 година, Германецот Карл Вирц забележал дека ова поместување е посилно, колку што се помали аголните димензии на галаксијата. Сепак, само Едвин Хабл успеа да ги донесе овие податоци во една слика во 1929 година. Според Доплеровиот ефект, црвеното поместување на линиите во спектарот значи дека објектот се оддалечува од нас. Споредувајќи ги спектрите на галаксиите со растојанијата до нив утврдени од Цефеидите, Хабл формулирал закон: брзината со која галаксијата се оддалечува е пропорционална на нејзината оддалеченост. Коефициентот на пропорционалност во оваа врска се нарекува Хаблова константа.

Така, беше откриено проширувањето на универзумот, а со тоа и можноста за одредување на растојанија до галаксиите од нивните спектри, се разбира, под услов Хабловата константа да биде врзана за некои други „владетели“. Самиот Хабл го изврши ова порамнување со грешка од речиси ред на големина, која беше поправена дури во средината на 1940-тите, кога стана јасно дека Цефеидите се поделени на неколку типови со различни односи период-светлина. Калибрацијата беше извршена повторно врз основа на „класичните“ цефеиди и дури тогаш вредноста на Хабловата константа стана блиску до современи проценки: 50-100 km/s за секој мегапарсек растојание до галаксијата.

Сега поместувањата на црвено се користат за да се одредат растојанијата до галаксиите оддалечени илјадници мегапарсеки од нас. Точно, овие растојанија се означени во мегапарсеци само во популарни написи. Факт е дека тие зависат од моделот на еволуцијата на Универзумот усвоен во пресметките, а освен тоа, во просторот што се шири не е сосема јасно на кое растојание се мисли: онаа на која се наоѓала галаксијата во моментот на емисија на зрачење. , или онаа во која се наоѓа во моментот на неговото примање на Земјата, или растојанието поминато со светлина на својот пат од почетната до крајната точка. Затоа, астрономите претпочитаат да ја означат само директно забележаната вредност на поместување на црвено за далечни објекти, без да ја претворат во мегапарсеци.

Црвените поместувања се единствениот метод денес за проценка на „космолошките“ растојанија споредливи со „големината на универзумот“, а во исто време тоа е можеби најшироко користената техника. Во јули 2007 година, беше објавен каталог на црвени поместувања на 77.418.767 галаксии. Точно, кога беше создаден, се користеше малку поедноставен автоматски метод за анализа на спектрите, и затоа грешките може да се вовлечат во некои вредности.

Тимска игра

Геометриските методи за мерење на растојанија не завршуваат со годишна паралакса, во која привидните аголни поместувања на ѕвездите се споредуваат со движењата на Земјата во нејзината орбита. Друг пристап се потпира на движењето на Сонцето и ѕвездите релативно едни на други. Ајде да замислиме ѕвездено јато кое лета покрај Сонцето. Според законите на перспективата, видливите траектории на нејзините ѕвезди, како шини на хоризонтот, се спојуваат во една точка - зрачењето. Неговата положба покажува под кој агол кластерот лета до линијата на видот. Знаејќи го овој агол, можеме да го разложиме движењето на ѕвездите од јатото на две компоненти - долж линијата на видот и нормално на неа долж небесна сфера- и определи ја пропорцијата меѓу нив. Радијалната брзина на ѕвездите во километри во секунда се мери со помош на Доплеровиот ефект и, земајќи ја предвид пронајдената пропорција, се пресметува проекцијата на брзината на небото - исто така во километри во секунда. Останува да се споредат овие линеарни брзиниѕвезди со аголни агли утврдени од резултатите од долгорочните набљудувања - и ќе се знае растојанието! Овој метод работи до неколку стотици парсеци, но е применлив само за ѕвездени јата и затоа се нарекува метод на групна паралакса. Така најпрво биле измерени растојанијата до Хјадите и Плејадите.

Надолу по скалите што водат нагоре

Додека ги градевме нашите скалила до периферијата на Универзумот, молчевме за темелот на кој почива. Во меѓувреме, методот на паралакса го дава растојанието не во стандардни метри, туку во астрономски единици, односно во радиусите на орбитата на Земјата, чија вредност исто така не беше веднаш одредена. Затоа, да погледнеме назад и да се спуштиме по скалата на космичките растојанија до Земјата.

Веројатно првиот што се обидел да ја одреди оддалеченоста на Сонцето бил Аристарх од Самос, кој предложил хелиоцентричен системсветот илјада и пол години пред Коперник. Тој откри дека Сонцето е 20 пати подалеку од нас од Месечината. Оваа проценка, како што сега знаеме, беше потценета со фактор 20, траеше до ерата на Кеплер. Иако тој самиот не ја измерил астрономската единица, тој веќе забележал дека Сонцето треба да биде многу подалеку отколку што мислеле Аристарх (а по него и сите други астрономи).

Првата повеќе или помалку прифатлива проценка за растојанието од Земјата до Сонцето ја добија Жан Доминик Касини и Жан Рише. Во 1672 година, за време на спротивставувањето на Марс, тие ја измериле неговата позиција наспроти заднинските ѕвезди и од Париз (Касини) и од Кајен (Рише). Растојанието од Франција до Француска Гвајана послужи како основа за паралактички триаголник, од кој тие го определија растојанието до Марс, а потоа и од равенките небесна механикаја пресметал астрономската единица, добивајќи вредност од 140 милиони километри.

Во текот на следните два века, транзитот на Венера преку сончевиот диск стана главната алатка за одредување на обемот на Сончевиот систем. Со нивно набљудување истовремено од различни точки на земјината топка, можно е да се пресмета растојанието од Земјата до Венера, а од тука и сите други растојанија во соларниот систем. ВО XVIII-XIX вековој феномен е забележан четири пати: во 1761, 1769, 1874 и 1882 година. Овие набљудувања станаа еден од првите меѓународни научни проекти. Беа опремени експедиции од големи размери (англиската експедиција од 1769 година ја предводеше познатиот Џејмс Кук), беа создадени специјални станици за набљудување... И ако во крајот на XVIIIвек, Русија само им даде можност на француските научници да го набљудуваат преминот од нејзината територија (од Тоболск), а потоа во 1874 и 1882 година руските научници веќе земаа активно учество во истражувањето. За жал, исклучителната сложеност на набљудувањата доведе до значителни несовпаѓања во проценките на астрономската единица - од приближно 147 до 153 милиони километри. Посигурна вредност - 149,5 милиони километри - е добиена само на пресврт на XIX-XXвекови врз основа на набљудувања на астероиди. И конечно, мора да се земе предвид дека резултатите од сите овие мерења се засноваа на знаење за должината на основата, која беше радиусот на Земјата при мерењето на астрономската единица. Така, на крајот, основата на скалилата за космичко растојание беше поставена од геодети.

Само во втората половина на 20 век, научниците имаа на располагање фундаментално нови методи за одредување на космичките растојанија - ласер и радар. Тие овозможија да се зголеми точноста на мерењата во Сончевиот систем стотици илјади пати. Радарската грешка за Марс и Венера е неколку метри, а растојанието до аголните рефлектори инсталирани на Месечината се мери со точност од сантиметри. Моментално прифатената вредност на астрономската единица е 149.597.870.691 метри.

Тешката судбина на „Хипарх“

Ваквиот радикален напредок во мерењето на астрономската единица го покрена прашањето за растојанијата до ѕвездите на нов начин. Точноста на одредувањето на паралаксата е ограничена од атмосферата на Земјата. Затоа, уште во 1960-тите, се појави идејата да се лансира гониометар инструмент во вселената. Тоа беше реализирано во 1989 година со лансирањето на европскиот астрометриски сателит Хипарх. Ова име е добро воспоставено, иако формално не целосно правилен превод Англиско име HIPPARCOS, што е кратенка за High Precision Parallax Collecting Satellite („сателит за собирање паралакси со висока прецизност“) и не се совпаѓа со англискиот правопис на името на познатиот антички грчки астроном - Хипарх, автор на првиот каталог на ѕвезди .

Креаторите на сателитот си поставија многу амбициозна задача: да ги измерат паралаксите на повеќе од 100 илјади ѕвезди со точност од милисекунда, односно да „достигнат“ ѕвезди лоцирани на стотици парсеци од Земјата. Беше неопходно да се разјаснат растојанијата до неколку отворени ѕвездени јата, особено Хјадите и Плејадите. Но, што е најважно, стана можно да се „прескокне скалилото“ со директно мерење на растојанијата до самите Цефеиди.

Експедицијата започна со неволји. Поради дефект во горната етапа, Хипарх не влезе во предвидената геостационарна орбита и остана на средна, многу издолжена траекторија. Специјалистите на Европската вселенска агенција сепак успеаја да се справат со ситуацијата, а орбиталниот астрометриски телескоп успешно работеше 4 години. Обработката на резултатите траеше исто толку време, а во 1997 година беше објавен каталог на ѕвезди со паралакси и правилни движења на 118.218 светлини, вклучувајќи околу двесте Цефеиди.

За жал, за голем број прашања не дојде посакуваната јасност. Најнеразбирливиот резултат беше за Плејадите - се претпоставуваше дека „Хипарх“ ќе го разјасни растојанието, кое претходно беше проценето на 130-135 парсеци, но во пракса се покажа дека „Хипарх“ го коригирал, добивајќи вредност од само 118 парсеци. Прифаќањето на нова вредност би барало прилагодувања и на теоријата на ѕвездената еволуција и на скалата на меѓугалактичкото растојание. Ова би станало сериозен проблем за астрофизиката, а растојанието до Плејадите почнало внимателно да се проверува. До 2004 година неколку групи независни методидобиени проценки на растојанието до кластерот во опсег од 132 до 139 компјутери. Почнаа да се слушаат навредливи гласови кои сугерираа дека последиците од ставањето на сателитот во погрешна орбита не се целосно елиминирани. Така, сите паралакси што ги измери беа доведени во прашање.

Тимот на Хипархус беше принуден да признае дека резултатите од мерењето се генерално точни, но можеби ќе треба повторно да се обработат. Факт е дека во вселенската астрометрија паралаксите не се мерат директно. Наместо тоа, Хипарх ги мерел аглите помеѓу бројните парови ѕвезди во текот на четири години. Овие агли се менуваат и поради паралактичкото поместување и поради сопствените движења на ѕвездите во вселената. За да се „извлечат“ точно вредностите на паралаксата од набљудувањата, потребна е прилично сложена математичка обработка. Ова е она што морав да го повторам. Новите резултати беа објавени на крајот на септември 2007 година, но сè уште не е јасно колку ситуацијата е подобрена.

Но, проблемите на „Хипарх“ не завршуваат тука. Цефеидните паралакси што ги определил се покажале како недоволно точни за сигурна калибрација на односот период-светлина. Така, сателитот не успеа да ја реши втората задача со која се соочува. Затоа, сега се разгледуваат неколку нови проекти за вселенска астрометрија низ целиот свет. Најблиску до реализација е европскиот проект Гаја, кој треба да започне во 2012 година. Неговиот принцип на работа е ист како оној на „Хипарх“ - повторени мерења на аглите помеѓу паровите ѕвезди. Сепак, благодарение на моќната оптика, ќе може да набљудува многу позатемнети објекти, а употребата на интерферометрија ќе ја зголеми точноста на мерењето на аглите до десетици микролачни секунди. Се претпоставува дека Гаја ќе може да мери растојание од килопарсеци со грешка не поголема од 20% и ќе ги одреди позициите на околу милијарда објекти во текот на неколку години работа. Ова ќе создаде тродимензионална мапа на значаен дел од Галакси.

Аристотеловиот универзум завршувал на девет растојанија од Земјата до Сонцето. Коперник верувал дека ѕвездите се 1.000 пати подалеку од Сонцето. Паралаксите ги туркаа дури и најблиските ѕвезди светлосни години. На самиот почеток на 20 век, американскиот астроном Харлоу Шепли, користејќи Цефеиди, утврдил дека дијаметарот на Галаксијата (која ја идентификувал со Универзумот) се мери во десетици илјади светлосни години, а благодарение на Хабл, границите на Универзумот се проширил на неколку гигапарсеци. Колку се дефинитивни?

Се разбира, на секој чекор од скалата за далечина има поголеми или помали грешки, но генерално скалите на Универзумот се прилично добро дефинирани, тестирани со различни методи независни еден од друг и формираат единствена конзистентна слика. Така, модерните граници на Универзумот изгледаат непоколебливи. Сепак, тоа не значи дека еден ден нема да сакаме да го мериме растојанието од него до некој соседен Универзум!

Принципот на паралакса користејќи едноставен пример.

Метод за одредување на растојанието до ѕвездите со мерење на аголот на привидно поместување (паралакса).

Томас Хендерсон, Василиј Јаковлевич Струве и Фридрих Бесел биле првите кои ги измериле растојанијата до ѕвездите користејќи го методот на паралакса.

Дијаграм на локацијата на ѕвездите во радиус од 14 светлосни години од Сонцето. Вклучувајќи го и Сонцето, во овој регион има 32 познати ѕвездени системи (Inductiveload / wikipedia.org).

Следното откритие (30-тите години на 19 век) е определување на ѕвездени паралакси. Научниците долго време се сомневаа дека ѕвездите би можеле да бидат слични на далечните сонца. Сепак, тоа сепак беше хипотеза и, би рекол, дотогаш практично не се засноваше на ништо. Беше важно да се научи како директно да се измери растојанието до ѕвездите. Луѓето веќе долго време разбираат како да го направат тоа. Земјата се врти околу Сонцето и ако, на пример, денес направиме точна скица ѕвезденото небо(во 19 век сè уште беше невозможно да се фотографира), почекајте шест месеци и повторно скицирајте го небото, ќе забележите дека некои од ѕвездите се поместени во однос на други, далечни објекти; Причината е едноставна - сега ги гледаме ѕвездите од спротивниот раб на земјината орбита. Има поместување на блиски објекти наспроти позадината на далечните. Ова е сосема исто како прво да гледаме во прстот со едното око, а потоа со другото. Ќе забележиме дека прстот е поместен на позадината на далечните објекти (или далечните предмети се поместени во однос на прстот, во зависност од тоа која референтна рамка ќе ја избереме). Тихо Брахе, најдобриот набљудувачки астроном од предтелескопската ера, се обидел да ги измери овие паралакси, но не ги открил. Всушност, тој едноставно даде долна граница на растојанието до ѕвездите. Тој рече дека ѕвездите се барем подалеку од околу еден светлосен месец (иако таков термин, се разбира, сè уште не може да постои). И во 30-тите, развојот на технологијата за телескопско набљудување овозможи попрецизно мерење на растојанијата до ѕвездите. И не е чудно што три лица одеднаш различни делови Глобуснаправи такви набљудувања за три различни ѕвезди.

Томас Хендерсон беше првиот кој формално правилно го измери растојанието до ѕвездите. Тој ја набљудувал Алфа Кентаури на јужната хемисфера. Имал среќа, речиси случајно ја избрал најблиската ѕвезда од оние видливи со голо око на јужната хемисфера. Но, Хендерсон веруваше дека му недостасува точноста на неговите набљудувања, иако ја доби точната вредност. Грешките, според него, биле големи, а резултатите не ги објавил веднаш. Василиј Јаковлевич Струве набљудувал во Европа и ја избрал светлата ѕвезда на северното небо - Вега. Имаше и среќа - можеше да го избере, на пример, Арктур, кој е многу подалеку. Струве го одреди растојанието до Вега, па дури и го објави резултатот (кој, како што се покажа подоцна, беше многу блиску до вистината). Сепак, тој неколку пати го појасни, го менуваше и затоа многумина сметаа дека на овој резултат не може да му се верува, бидејќи самиот автор постојано го менуваше. Но, Фридрих Бесел постапил поинаку. Тој избра не светла ѕвезда, туку онаа што брзо се движи по небото - 61 Лебед (самото име кажува дека веројатно не е многу светла). Ѕвездите се движат малку релативно едни на други и, природно, колку ѕвездите се поблиску до нас, толку позабележителен е овој ефект. Исто како во воз, столбовите покрај патот трепкаат многу брзо надвор од прозорецот, шумата бавно се движи, а Сонцето всушност стои. Во 1838 година тој објави многу сигурна паралакса на ѕвездата 61 Лебед и правилно го измери растојанието. Овие мерења за прв пат докажаа дека ѕвездите се далечни сонца и стана јасно дека сјајноста на сите овие објекти одговара на сончевата вредност. Утврдувањето на паралаксите за првите десетици ѕвезди овозможи да се конструира тродимензионална мапа на соларното соседство. На крајот на краиштата, отсекогаш било многу важно за човекот да гради мапи. Тоа направи светот да изгледа малку поконтролирано. Еве мапа, а странската област повеќе не изгледа толку мистериозна, веројатно таму не живеат змејови, туку само некаква темна шума. Појавата на мерење на растојанијата до ѕвездите навистина го направи најблиското соларно соседство, оддалечено неколку светлосни години, нешто повеќе, добро, пријателско.

Ова е поглавје од ѕиден весник објавен од добротворниот проект „Накратко и јасно за најинтересните работи“. Кликнете на сликичката на весникот подолу и прочитајте други написи за теми што ве интересираат. Ви благодариме!

Материјалот за ослободување љубезно го обезбеди Сергеј Борисович Попов - астрофизичар, доктор по физичко-математички науки, професор Руска академијанауки, водечки истражувач во Државниот астрономски институт именуван по. Стернберг од Москва државен универзитет, добитник на повеќе престижни награди од областа на науката и образованието. Се надеваме дека запознавањето со проблематиката ќе биде корисно за учениците, родителите и наставниците - особено сега кога астрономијата повторно е вклучена во списокот на задолжителни училишни предмети (наредба бр. 506 на Министерството за образование и наука од 07.06.2017 г. ).

Сите ѕидни весници издадени од нашиот добротворен проект „Накратко и јасно за најинтересните“ ве очекуваат на веб-страницата k-ya.rf. Има и

Гледајќи низ прозорецот на возот

Пресметувањето на растојанието до ѕвездите не ги загрижувало многу старите луѓе, бидејќи според нивното мислење тие биле приврзани за небесната сфера и биле на исто растојание од Земјата, што човекот никогаш не можел да го измери. Каде сме ние, а каде се овие божествени куполи?

Беа потребни многу, многу векови за луѓето да разберат: Универзумот е нешто покомплициран. За да се разбере светот во кој живееме, неопходно беше да се изгради просторен модел во кој секоја ѕвезда е отстранета од нас на одредена далечина, исто како што на туристот му треба мапа за да следи рута, а не панорамска фотографија на областа. .

Првиот асистент во овој комплексен потфат беше паралаксата, позната нам од патувањето со воз или автомобил. Дали забележавте колку брзо светкаат столбовите покрај патот на позадината на далечните планини? Ако забележавте, тогаш можете да ви честитаме: вие, без да значи, откривте важна карактеристика на паралактичкото поместување - за блиски објекти тоа е многу поголемо и позабележливо. И обратно.

Што е паралакса?

Во пракса, паралаксата почна да работи за луѓето во геодезијата и (каде ќе бевме без неа?!) во воените работи. Навистина, кој, ако не артилери, треба да ги мери растојанијата до далечните објекти со најголема можна точност? Згора на тоа, методот на триангулација е едноставен, логичен и не бара употреба на никакви сложени уреди. Сè што е потребно е да се измерат два агли и едно растојание, таканаречената основа, со прифатлива точност, а потоа, со помош на елементарна тригонометрија, да се одреди должината на еден од краците. правоаголен триаголник.

Триангулација во пракса

Замислете дека треба да го одредите растојанието (г) од еден брег до недостапна точка на бродот. Подолу даваме алгоритам на дејства неопходни за ова.

1. Обележете две точки (А) и (Б) на брегот, растојанието меѓу кое знаете (l).
2. Измерете ги аглите α и β.
3. Пресметајте го d со формулата:

Паралаксно поместување на најблискитеѕвезди на далечна позадина

Очигледно, точноста директно зависи од големината на основата: колку е подолга, толку ќе бидат соодветно поголеми поместувањата и аглите на паралаксата. За земски набљудувач, максималната можна основа е дијаметарот на орбитата на Земјата околу Сонцето, односно, мерењата мора да се земаат во интервали од шест месеци, кога нашата планета е на дијаметрално спротивната точка во орбитата. Таквата паралакса се нарекува годишна паралакса, а првиот астроном кој се обидел да ја измери бил познатиот Данец Тичо Брахе, познат по неговата исклучителна научна педантерија и отфрлање на коперниканскиот систем.

Можеби посветеноста на Брахе на идејата за геоцентризам свиреше сурова шега со него: измерените годишни паралакси не надминуваа една лак минута и може да се припишат на инструментални грешки. Астрономот со чиста совест беше убеден во „исправноста“ на Птоломејскиот систем - Земјата не се движи никаде и е во центарот на мал, пријатен универзум, во кој Сонцето и другите ѕвезди се буквално на дофат, само 15 – 20 пати подалеку од Месечината. Сепак, делата на Тихо Брахе не беа залудни, станувајќи основа за откривање на законите на Кеплер, кои конечно ставија крај на застарените теории за структурата на Сончевиот систем.

Ѕвездени картографи

Вселенски „владетел“

Треба да се напомене дека, пред сериозно да се зафатиме со далечни ѕвезди, триаголноста функционираше одлично во нашиот космички дом. Главната задачастана определување на растојанието до Сонцето, истата таа астрономска единица, без прецизно знаење за тоа чии мерења на ѕвездените паралакси стануваат бесмислени. Првиот човек во светот што поставил таква задача бил антички грчки филозофАристарх од Самос, кој го предложи хелиоцентричниот систем на светот една и пол илјади години пред Коперник. Откако направил сложени пресметки врз основа на прилично грубо знаење за таа ера, тој открил дека Сонцето е 20 пати подалеку од Месечината. За многу векови, оваа вредност беше прифатена како вистина, станувајќи една од основните аксиоми на теориите на Аристотел и Птоломеј.

Само Кеплер, кој беше блиску до изградба на модел на Сончевиот систем, ја подложи оваа вредност на сериозна ревалоризација. На оваа скала, во никој случај не беше можно да се поврзат вистинските астрономски податоци и законите на движење откриени од него небесни тела. Интуитивно, Кеплер верувал дека Сонцето е многу подалеку од Земјата, но, како теоретичар, не нашол начин да ја потврди (или побие) својата претпоставка.

Интересно е што точната проценка на големината на астрономската единица стана возможна токму врз основа на законите на Кеплер, кои ја поставуваат „цврстата“ просторна структура на Сончевиот систем. Астрономите го имаа точно и детална карта, на кој остана само да се одреди размерот. Ова го направија Французите, Жан Доминик Касини и Жан Рише, кои ја измерија положбата на Марс на позадината на далечните ѕвезди за време на спротивставување (во оваа позиција, Марс, Земјата и Сонцето се наоѓаат на иста права линија, а растојанието помеѓу планетите е минимална).

Мерните места беа Париз и главниот град на Француска Гвајана, Кајен, оддалечен 7 илјади километри. Младиот Рише отиде во јужноамериканската колонија, а преподобниот Касини остана „мускетар“ во Париз. По враќањето на младиот колега, научниците седнале да пресметаат, а на крајот на 1672 година ги презентирале резултатите од нивното истражување - според нивните пресметки, астрономската единица била еднаква на 140 милиони километри. Последователно, за да се разјасни размерот на Сончевиот систем, астрономите го користеа транзитот на Венера низ сончевиот диск, што се случи четири пати во 18-19 век. И, можеби, овие студии може да се наречат првите меѓународни научни проекти: покрај Англија, Германија и Франција, Русија стана активен учесник. До почетокот на 20 век, скалата на Сончевиот систем конечно беше воспоставена и беше прифатена модерно значењеастрономска единица - 149,5 милиони километри.

1. Аристарх сугерираше дека Месечината е сферична и осветлена од Сонцето. Затоа, ако Месечината изгледа „отсечена“ на половина, тогаш аголот Земја-Месечина-Сонце е правилен.
2.   Потоа, Аристарх го пресметал аголот Сонце-Земја-Месечина преку директно набљудување.
3.   Користејќи го правилото „збирот на аглите на триаголникот е 180 степени“, Аристарх го пресметал аголот Земја-Сонце-Месечина.
4.   Користејќи го соодносот на правоаголен триаголник, Аристарх пресметал дека растојанието Земја-Месечина е 20 пати поголемо од растојанието Земја-Сонце. Обрнете внимание! Аристарх не го пресметал точното растојание.

Парсеци, парсеци

Касини и Рише ја пресметале положбата на Марс во однос на далечните ѕвезди

И со овие првични податоци веќе беше можно да се тврди точност на мерењата. Покрај тоа, алатките за гониометар го достигнаа потребното ниво. Рускиот астроном Василиј Струве, директор на универзитетската опсерваторија во градот Дорпат (сега Тарту во Естонија), во 1837 година ги објави резултатите од мерењето на годишната паралакса на Вега. Испадна дека е еднакво на 0,12 лачни секунди. Диригентската палка ја зеде Германецот Фридрих Вилхелм Бесел, ученик на големиот Гаус, кој една година подоцна ја измери паралаксата на ѕвездата 61 во соѕвездието Лебед - 0,30 лачни секунди и Шкотланѓанецот Томас Хендерсон, кој ја „улови“ познатата Алфа Кентаури со паралакса од 1,2“. Подоцна, сепак, се испостави дека ова е донекаде преревносно и всушност ѕвездата се движи за само 0,7 лачни секунди годишно.

Акумулираните податоци покажаа дека годишната паралакса на ѕвездите не надминува една лачна секунда. Научниците го усвоија да воведат нова мерна единица - парсек („паралактичка секунда“ по кратенка). Од толку лудо растојание според вообичаените стандарди, радиусот на земјината орбита е видлив под агол од 1 секунда. За појасно да ја замислиме космичката скала, да претпоставиме дека астрономската единица (а ова е радиусот на Земјината орбита, еднаков на 150 милиони километри) е „намалена“ во 2 ќелии од тетратки (1 cm). Значи: можете да ги „видите“ под агол од 1 секунда... од два километри!

За длабочините на вселената, парсекот не е растојание, иако дури и на светлината ќе бидат потребни три и четвртина години за да се надмине. Во рок од само десетина парсеци, нашите ѕвездени соседи буквално може да се избројат на една рака. Кога станува збор за галактичките размери, време е да се работи со кило- (илјада единици) и мегапарсеци (соодветно милион), кои во нашиот „тетрад“ модел веќе можат да навлезат во други земји.

Вистинскиот бум во ултра прецизните астрономски мерења започна со појавата на фотографијата. Телескопи со „големи очи“ со леќи долги еден метар, чувствителни фотографски плочи дизајнирани за многу часови изложеност, механизми за прецизни часовници кои го ротираат телескопот синхроно со ротацијата на Земјата - сето тоа овозможи со сигурност да се снимаат годишни паралакси со точност од 0,05 лачни секунди и, на тој начин, одредување на растојанија до 100 парсеки. Земната технологија не е способна за повеќе (или подобро, помалку): каприциозната и немирна земска атмосфера се попречува.

Ако мерењата се вршат во орбитата, точноста може значително да се подобри. Токму за таа цел во 1989 година астрометрискиот сателит Хипархус (HIPPARCOS, од англискиот сателит за собирање висока прецизност паралакс), развиен од Европската вселенска агенција, беше лансиран во ниската орбита на Земјата.

1. Како резултат на работата орбитален телескопХипарх составил основен астрометриски каталог.
2.   Со помош на Гаја беше составена тродимензионална мапа на дел од нашата галаксија која ги означува координатите, насоката на движење и бојата на околу милијарда ѕвезди.

Резултатот од неговата работа е каталог од 120 илјади ѕвездени објекти со годишни паралакси утврдени со точност од 0,01 лачна секунда. И неговиот наследник, сателитот Гаја (Глобален астрометриски интерферометар за астрофизика), лансиран на 19 декември 2013 година, црта просторна карта на најблиските галактички околини со милијарда (!) објекти. И кој знае, можеби на нашите внуци ќе им биде многу корисно.

Во одреден момент од животот, секој од нас го постави ова прашање: колку време е потребно за да лета до ѕвездите? Дали е можно да се направи таков лет во едно човечки живот, дали ваквите летови можат да станат норма на секојдневниот живот? Има многу одговори на ова сложено прашање, во зависност од тоа кој прашува. Некои се едноставни, други се посложени. Има премногу што треба да се земе предвид за да се најде целосен одговор.

За жал, нема реални проценки кои би помогнале да се најде таков одговор, а тоа ги фрустрира футуристите и љубителите на меѓуѕвездените патувања. Без разлика дали ни се допаѓа или не, просторот е многу голем (и сложен) и нашата технологија е сè уште ограничена. Но, ако некогаш одлучиме да го напуштиме нашето „гнездо“, ќе имаме неколку начини да стигнеме до најблискиот ѕвезден систем во нашата галаксија.

Најблиската ѕвезда до нашата Земја е Сонцето, прилично „просечна“ ѕвезда според шемата на „главната низа“ Херцпрунг-Расел. Тоа значи дека ѕвездата е многу стабилна и обезбедува доволно сончева светлина за да се развие живот на нашата планета. Знаеме дека има и други планети кои орбитираат околу ѕвездите во близина на нашиот Сончев систем, и многу од овие ѕвезди се слични на нашите.

Во иднина, ако човештвото сака да го напушти Сончевиот систем, ќе имаме огромен избор на ѕвезди до кои би можеле да одиме, а многу од нив можеби имаат услови поволни за живот. Но, каде ќе одиме и колку време ќе ни треба да стигнеме таму? Имајте на ум дека сето ова е само шпекулација и во овој момент нема упатства за меѓуѕвезденото патување. Па, како што рече Гагарин, ајде да одиме!

Посегнете по ѕвезда
Како што е наведено, најблиската ѕвезда до нашиот Сончев систем е Проксима Кентаур, и затоа има многу смисла да се започне со планирање меѓуѕвездена мисија таму. Дел од тројниот ѕвезден систем Алфа Кентаур, Проксима е оддалечен 4,24 светлосни години (1,3 парсеци) од Земјата. Алфа Кентаур е, всушност, најмногу светла ѕвездаод трите во системот, дел од блискиот бинарен систем на 4,37 светлосни години од Земјата - додека Проксима Кентаури (најслабиот од трите) е изолирано црвено џуџе на 0,13 светлосни години од двојниот систем.

И иако разговорите за меѓуѕвезденото патување предизвикуваат размислувања за сите видови патувања, “ поголема брзинасветлина“ (BLS), кои се движат од брзини на искривување и црви до подвселенски мотори, таквите теории се или во највисок степенсе измислени (како моторот Alcubierre), или постојат само во научната фантастика. Секоја мисија во длабоката вселена ќе трае со генерации.

Значи, почнувајќи со една од најбавните форми на патување во вселената, колку време ќе биде потребно за да се стигне до Проксима Кентаур?

Современи методи

Прашањето за проценка на времетраењето на патувањето во вселената е многу поедноставно ако ги вклучува постоечките технологии и тела во нашиот Сончев систем. На пример, користејќи ја технологијата што ја користеше мисијата Нови хоризонти, 16 хидразински монопропелантни мотори можеа да стигнат до Месечината за само 8 часа и 35 минути.

Тука е и мисијата SMART-1 на Европската вселенска агенција, која се придвижи кон Месечината користејќи јонски погон. Со оваа револуционерна технологија, чија верзија ја користеше и вселенската сонда Dawn за да стигне до Веста, на мисијата SMART-1 и беа потребни една година, месец и две недели за да стигне до Месечината.

Од брзи ракетни вселенски летала до економичен јонски погон, имаме неколку опции за движење низ локалниот простор - плус можете да ги користите Јупитер или Сатурн како огромна гравитациска прашка. Меѓутоа, ако планираме да одиме малку подалеку, ќе мора да ја зголемиме моќта на технологијата и да истражиме нови можности.

Кога зборуваме за можни методи, зборуваме за оние кои вклучуваат постоечки технологии, или оние кои сè уште не постојат, но се технички изводливи. Некои од нив, како што ќе видите, се временски тестирани и потврдени, додека други остануваат под знак прашалник. Накратко, тие претставуваат можно, но многу време и финансиски скапо сценарио за патување дури и до најблиската ѕвезда.

Јонско движење

Во моментов, најбавниот и најекономичен облик на погон е јонскиот погон. Пред неколку децении, јонскиот погон се сметаше за научна фантастика. Но во последните годиниТехнологиите за поддршка на јонски мотори се префрлија од теорија во пракса, и тоа многу успешно. Мисијата SMART-1 на Европската вселенска агенција е пример за успешна мисија на Месечината во 13-месечна спирала од Земјата.

SMART-1 користеше јонски мотори на соларна енергија кои собираа електрична енергија соларни панелии се користеше за напојување на мотори со ефект на Хол. За испорака на SMART-1 на Месечината, беа потребни само 82 килограми ксенонско гориво. 1 килограм ксенонско гориво обезбедува делта-V од 45 m/s. Ова е исклучително ефективна формадвижење, но далеку од најбрзо.

Една од првите мисии што користеше технологија за јонски погон беше мисијата Deep Space 1 до кометата Борели во 1998 година. DS1 користел и ксенон-јонски мотор и потрошил 81,5 kg гориво. По 20 месеци потисок, DS1 достигна брзина од 56.000 km/h во моментот на прелетувањето на кометата.

Јонските мотори се поекономични од ракетната технологија, бидејќи нивниот потисок по единица маса на погонско гориво (специфичен импулс) е многу поголем. Но, на јонските мотори им треба долго време за да забрзаат вселенско леталодо значителни брзини, а максималната брзина зависи од поддршката на горивото и обемот на производство на енергија.

Затоа, ако јонскиот погон се користи во мисијата до Проксима Кентаур, моторите мора да имаат моќен извор на енергија (нуклеарна енергија) и големи резервигориво (иако помалку од конвенционалните ракети). Но, ако тргнеме од претпоставката дека 81,5 kg ксенонско гориво се претвора во 56.000 km/h (а нема да има други форми на движење), може да се направат пресметки.

Со максимална брзина од 56.000 km/h, на Deep Space ќе му бидат потребни 1.81.000 години за да помине 4,24 светлосни години помеѓу Земјата и Проксима Кентаури. Со текот на времето, ова се околу 2.700 генерации луѓе. Слободно може да се каже дека меѓупланетарниот јонски погон ќе биде премногу бавен за меѓуѕвездена мисија со екипаж.

Но, ако јонските мотори се поголеми и помоќни (односно, стапката на одлив на јони ќе биде многу поголема), ако има доволно ракетно гориво за да издржи цели 4,24 светлосни години, времето на патување значително ќе се намали. Но, сепак ќе остане значително повеќе човечки животи.

Маневар со гравитација

Најбрзиот начин за патување во вселената е да се користи маневар за гравитација. Овој метод вклучува користење на вселенското летало релативно движење(т.е. орбита) и гравитацијата на планетата за промена на патеката и брзината. Маневрите со гравитација се исклучително корисна техника вселенски летови, особено кога се користи Земјата или друга масивна планета (како гасен џин) за забрзување.

Вселенското летало Маринер 10 беше првото што го користеше овој метод, користејќи ја гравитациската сила на Венера за да се придвижи кон Меркур во февруари 1974 година. Во 1980-тите, сондата Војаџер 1 ги користеше Сатурн и Јупитер за гравитациски маневри и забрзување до 60.000 km/h пред да влезе во меѓуѕвездениот простор.

Мисијата Хелиос 2, која започна во 1976 година и беше наменета за истражување на меѓупланетарниот медиум помеѓу 0,3 АЕ. д и 1 а. д од Сонцето, го држи рекордот за најголема брзина развиена со помош на гравитациски маневар. Во тоа време, Хелиос 1 (лансиран во 1974 година) и Хелиос 2 го држеа рекордот за најблиско приближување до Сонцето. Хелиос 2 беше лансиран со конвенционална ракета и поставен во многу издолжена орбита.

Поради големата ексцентричност (0,54) 190-ден соларна орбита, на перихел Хелиос 2 успеа да постигне максимална брзина од над 240.000 km/h. Оваа орбитална брзина е развиена поради гравитациската привлечност само на Сонцето. Технички, брзината на перихелот на Хелиос 2 не беше резултат на гравитациски маневар, туку неговата максимална орбитална брзина, но сепак го држи рекордот за најбрз објект направен од човекот.

Доколку Војаџер 1 се движел кон црвеното џуџеста ѕвезда Проксима Кентаури со константна брзина од 60.000 km/h, би биле потребни 76.000 години (или повеќе од 2.500 генерации) за да го помине ова растојание. Но, ако сондата ја достигне рекордната брзина на Хелиос 2 - одржлива брзина од 240.000 км/ч - би биле потребни 19.000 години (или повеќе од 600 генерации) да патува 4.243 светлосни години. Значително подобро, иако не е скоро практично.

Електромагнетен мотор ЕМ погон

Друг предложен метод за меѓуѕвездено патување е RF резонантниот мотор со шуплина, познат и како ЕМ погон. Предложен уште во 2001 година од Роџер Шеуер, британски научник кој го создаде Satellite Propulsion Research Ltd (SPR) за да го спроведе проектот, моторот се заснова на идејата дека електромагнетните микробранови шуплини можат директно да ја претворат електричната енергија во потисок.

Додека традиционалните електромагнетни мотори се дизајнирани да придвижуваат одредена маса (како што се јонизирани честички), овој конкретен погонски систем е независен од одговорот на масата и не емитува насочено зрачење. Генерално, овој мотор беше дочекан со прилично количество скептицизам, најмногу поради тоа што го нарушува законот за зачувување на импулсот, според кој моментумот на системот останува константен и не може да се создаде или уништи, туку само да се менува под влијание на силата. .

Сепак, неодамнешните експерименти со оваа технологија очигледно доведоа до позитивни резултати. Во јули 2014 година, на 50. AIAA/ASME/SAE/ASEE Joint Propulsion Conference во Кливленд, Охајо, научниците за напреден погон на НАСА објавија дека успешно тестирале нов дизајн на електромагнетен погон.

Во април 2015 година, научниците од НАСА Eagleworks (дел од вселенскиот центар Џонсон) рекоа дека успешно го тестирале моторот во вакуум, што може да укаже на можни вселенски апликации. Во јули истата година, група научници од катедрата вселенски системиДрезден Универзитетот за технологијаразвила своја верзија на моторот и забележала забележлив потисок.

Во 2010 година, професорот Жуанг Јанг од Нортвестерн Политехнички универзитетво Ксиан, Кина, почна да објавува серија написи за своето истражување во технологијата EM Drive. Во 2012 година, таа пријави висока влезна моќност (2,5 kW) и регистриран потисок од 720 мн. Исто така, спроведе опширно тестирање во 2014 година, вклучително и внатрешни мерења на температурата со вградени термопарови, што покажа дека системот функционира.

Врз основа на пресметките засновани на прототипот на НАСА (кој се проценува дека има моќност од 0,4 N/киловат), вселенско летало со електромагнетна енергија би можело да патува до Плутон за помалку од 18 месеци. Ова е шест пати помалку од она што го бараше сондата New Horizons, која се движеше со брзина од 58.000 km/h.

Звучи импресивно. Но, дури и во овој случај, бродот на електромагнетни мотори ќе лета до Проксима Кентаур 13.000 години. Затвори, но сепак недоволно. Дополнително, додека сите јас не се исцртани во оваа технологија, прерано е да се зборува за нејзината употреба.

Нуклеарно термичко и нуклеарно електрично движење

Друга можност за меѓуѕвезден лет е да се користи вселенско летало опремено со нуклеарни мотори. НАСА ги проучува ваквите опции со децении. Во нуклеарна ракета термичко движењеБи било можно да се користат реактори на ураниум или деутериум за загревање на водородот во реакторот, претворајќи го во јонизиран гас (водородна плазма), кој потоа би се насочил во млазницата на ракетата, генерирајќи потисок.

Ракетата со нуклеарен погон го користи истиот реактор за претворање на топлина и енергија во електрична енергија, што потоа го напојува електричен мотор. Во двата случаи, ракетата би се потпирала на нуклеарна фузија или фисија за да генерира потисок, наместо на хемиско гориво на кое работат сите модерни вселенски агенции.

Во споредба со хемиските мотори, нуклеарните мотори имаат непобитни предности. Прво, има практично неограничена густина на енергија во споредба со ракетното гориво. Покрај тоа, нуклеарниот мотор исто така ќе произведе моќен потисок во однос на количината на гориво што се користи. Ова ќе го намали обемот на потребното гориво, а во исто време и тежината и цената на одреден уред.

Иако термалните нуклеарни мотори сè уште не се лансирани во вселената, прототипови се создадени и тестирани, а предложени се уште повеќе.

Сепак, и покрај предностите во економичноста на горивото и специфичниот импулс, најдобро предложениот концепт на нуклеарен термички мотор има максимален специфичен импулс од 5000 секунди (50 kN s/kg). Користење на нуклеарни мотори напојувани од нуклеарна фисијаили фузија, научниците на НАСА би можеле да испорачаат вселенско летало на Марс за само 90 дена доколку Црвената планета е оддалечена 55.000.000 километри од Земјата.

Но, кога станува збор за патување до Проксима Кентаур, би биле потребни векови за нуклеарна ракета да достигне значителен дел од брзината на светлината. Тогаш ќе бидат потребни неколку децении патување, проследено со уште многу векови инхибиција на патот до целта. Сè уште сме 1000 години од нашата дестинација. Она што е добро за меѓупланетарни мисии не е толку добро за меѓуѕвездените.

Ѕвездите се најчестиот тип на небесни тела во универзумот. Ѕвезди до 6-ти магнитудаги има околу 6000, до 11-та светлинска величина има околу милион, а до 21-та магнитуда има околу 2 милијарди на целото небо.

Сите тие, како и Сонцето, се топли, самосветливи топчиња од гас, во чии длабочини се ослободува огромна енергија. Сепак, дури и во најмоќните телескопи, ѕвездите се видливи како светлечки точки, бидејќи се многу далеку од нас.

1. Годишна паралакса и растојанија до ѕвездите

Се покажа дека радиусот на Земјата е премногу мал за да послужи како основа за мерење на паралактичкото поместување на ѕвездите и за одредување на растојанијата до нив. Дури и во времето на Коперник, беше јасно дека ако Земјата навистина се врти околу Сонцето, тогаш привидните позиции на ѕвездите на небото треба да се променат. За шест месеци, Земјата се движи по дијаметарот на својата орбита. Насоките до ѕвездата од спротивните точки на оваа орбита треба да бидат различни. Со други зборови, ѕвездите треба да имаат забележлива годишна паралакса (сл. 72).

Годишната паралакса на ѕвезда ρ е аголот под кој полуглавната оска на Земјината орбита (еднаква на 1 AU) може да се види од ѕвездата ако е нормална на линијата на видот.

Колку е поголемо растојанието D до ѕвездата, толку е помала нејзината паралакса. Паралактичкото поместување на позицијата на ѕвезда на небото во текот на годината се случува во мала елипса или круг ако ѕвездата е на полот на еклиптиката (види Сл. 72).

Коперник се обиде, но не успеа да ја открие паралаксата на ѕвездите. Тој правилно тврдеше дека ѕвездите биле премногу далеку од Земјата за инструментите што постоеле во тоа време да го откријат нивното паралактичко поместување.

За прв пат, сигурно мерење на годишната паралакса на ѕвездата Вега беше извршено во 1837 година од страна на рускиот академик В. Речиси истовремено со него, во други земји беа утврдени паралаксите на уште две ѕвезди, од кои едната беше α Кентаур. Оваа ѕвезда, која не е видлива во СССР, се покажа дека е најблиску до нас, нејзината годишна паралакса е ρ = 0,75". Под овој агол, жица со дебелина од 1 mm е видлива со голо око на растојание од 280 m. Не е чудно што толку долго не можеле да забележат такви ѕвезди во мали аголни поместувања.

Растојание до ѕвезда каде што a е полуглавната оска на земјината орбита. Под мали агли ако p се изрази во лачни секунди. Потоа, земајќи a = 1 a. Тоа е, добиваме:

Растојание до најблиската ѕвезда α Кентаур D=206.265": 0,75" = 270.000 AU. д. Светлината го поминува ова растојание за 4 години, додека од Сонцето до Земјата поминува само 8 минути, а од Месечината околу 1 с.

Растојанието што светлината го поминува за една година се нарекува светлосна година. Оваа единица се користи за мерење на растојанието заедно со парсек (компјутер).

Парсек е растојанието од кое полуглавната оска на земјината орбита, нормална на линијата на видот, е видлива под агол од 1"

Растојанието во парсеци е еднакво на реципроцитет на годишната паралакса изразена во лачни секунди.На пример, растојанието до ѕвездата α Кентаур е 0,75" (3/4") или 4/3 парчиња.

1 парсек = 3,26 светлосни години = 206.265 AU. д = 3*10 13 км.

Во моментов, мерењето на годишната паралакса е главниот метод за одредување на растојанијата до ѕвездите. За многу ѕвезди веќе се измерени паралакси.

Со мерење на годишната паралакса, растојанието до ѕвездите лоцирани не подалеку од 100 парчиња, или 300 светлосни години, може со сигурност да се одреди.

Зошто не е можно точно да се измери годишната паралакса на подалечните ѕвезди?

Растојанието до подалечните ѕвезди моментално се одредува со други методи (види §25.1).

2. Привидна и апсолутна величина

Осветленост на ѕвездите. Откако астрономите успеаја да ги одредат растојанијата до ѕвездите, беше откриено дека ѕвездите се разликуваат во привидната осветленост не само поради разликата во растојанието до нив, туку и поради разликата во нивната сјајност.

Осветленоста на ѕвездата L е моќта на светлосната енергија што се емитува во споредба со моќта на светлината што ја емитува Сонцето.

Ако две ѕвезди имаат иста сјајност, тогаш ѕвездата што е подалеку од нас има помала привидна осветленост. Ѕвездите можете да ги споредите по сјајност само ако ја пресметате нивната привидна осветленост (ѕвездена магнитуда) за исто стандардно растојание. Ова растојание во астрономијата се смета за 10 ЕЕЗ.

Привидната величина што би ја имала ѕвездата кога би била на стандардно растојание од нас D 0 = 10 pc се нарекува апсолутна величина M.

Да ја разгледаме квантитативната врска помеѓу привидната и апсолутната величина на ѕвезда на познато растојание D до неа (или нејзината паралакса p). Прво, да се потсетиме дека разликата од 5 величини одговара на разликата во осветленоста од точно 100 пати. Следствено, разликата во привидните величини на два извора е еднаква на единство кога еден од нив е точно еден фактор посветол од другиот (оваа вредност е приближно еднаква на 2,512). Колку е посветлен изворот, толку е помала неговата привидна големина. Во општ случај, односот на привидната осветленост на кои било две ѕвезди I 1:I 2 е поврзан со разликата во нивните привидни величини m 1 и m 2 со едноставен однос:

Нека m е привидната величина на ѕвезда која се наоѓа на растојание D. Ако се набљудува од растојание D 0 = 10 pc, нејзината привидна величина m 0, по дефиниција, би била еднаква на апсолутната величина M. Тогаш нејзината привидна осветленост би се промениле со

Во исто време, познато е дека привидната осветленост на ѕвездата варира обратно со квадратот на растојанието до неа. Затоа

(2)

Оттука,

(3)

Земајќи го логаритамот на овој израз, наоѓаме:

(4)

каде што p се изразува во лачни секунди.

Овие формули ја даваат апсолутната величина на М според познатото привидна големина m на вистинско растојание до ѕвездата D. Нашето Сонце од растојание од 10 компјутери би изгледало приближно како ѕвезда со 5-та видлива величина, т.е. за Сонцето M ≈5.

Знаејќи ја апсолутната величина M на која било ѕвезда, лесно е да се пресмета нејзината сјајност L. Земајќи ја сјајноста на Сонцето L = 1, по дефиниција за сјајност можеме да напишеме дека

Вредностите на M и L во различни единиција изразуваат моќта на зрачење на ѕвезда.

Истражувањето на ѕвездите покажува дека нивната сјајност може да се разликува за десетици милијарди пати. Во ѕвездената магнитуда, оваа разлика достигнува 26 единици.

Апсолутни вредностиѕвездите со многу висока сјајност се негативни и достигнуваат М = -9. Таквите ѕвезди се нарекуваат џинови и суперџинови. Зрачењето на ѕвездата С Дорадо е 500.000 пати помоќно од зрачењето на нашето Сонце, неговата сјајност е L=500.000, џуџињата со М=+17 (L=0,000013) имаат најмала моќ на зрачење.

За да се разберат причините за значајните разлики во сјајноста на ѕвездите, неопходно е да се земат предвид нивните други карактеристики, кои можат да се утврдат врз основа на анализа на радијација.

3. Боја, спектри и температура на ѕвездите

За време на вашите набљудувања, забележавте дека ѕвездите имаат различни бои, јасно видливи во најсветлите од нив. Бојата на загреаното тело, вклучително и ѕвезда, зависи од неговата температура. Ова овозможува да се одреди температурата на ѕвездите со распределбата на енергијата во нивниот континуиран спектар.

Бојата и спектарот на ѕвездите се поврзани со нивната температура. Кај релативно ладните ѕвезди преовладува зрачењето во црвениот регион на спектарот, поради што тие имаат црвеникава боја. Температурата на црвените ѕвезди е ниска. Расте последователно додека се движи од црвени ѕвезди во портокалова, потоа во жолта, жолтеникава, бела и синкава. Спектрите на ѕвездите се исклучително разновидни. Тие се поделени во одредени класи со латински буквии броеви (види назад flyleaf). Во спектрите на студените црвени ѕвезди од класа Мсо температура од околу 3000 К, видливи се апсорпционите појаси на наједноставните диатомски молекули, најчесто титаниум оксид. Во спектрите на другите црвени ѕвезди доминираат јаглерод или циркониум оксиди. Црвени ѕвезди со прва магнитуда класа М - Антарес, Бетелгез.

Во спектрите на жолтите ѕвезди од класата G, кој го вклучува Сонцето (со температура од 6000 К на површината), преовладуваат тенки линии на метали: железо, калциум, натриум итн. Ѕвезда како Сонцето по спектар, боја и температура е светлата Капела во соѕвездието Аурига. .

Во спектрите на бели ѕвезди од класа А, како Сириус, Вега и Денеб, водородните линии се најсилни. Има многу слаби линии на јонизирани метали. Температурата на таквите ѕвезди е околу 10.000 К.

Во спектрите на најжешките, синкави ѕвездисо температура од околу 30.000 К, видливи се линии на неутрален и јонизиран хелиум.

Температурите на повеќето ѕвезди се движат од 3000 до 30.000 К. Неколку ѕвезди имаат температури околу 100.000 К.

Така, спектрите на ѕвездите се многу различни едни од други и од нив може да се одреди хемискиот состав и температурата на атмосферите на ѕвездите. Студијата на спектрите покажа дека водородот и хелиумот се доминантни во атмосферата на сите ѕвезди.

Разликите во ѕвездените спектри се објаснуваат не толку со нивната разновидност хемиски состав, колку разликата во температурата и другите физички услови во ѕвездената атмосфера. На висока температурамолекулите се разложуваат на атоми. На уште повисока температура, помалку силните атоми се уништуваат, тие се претвораат во јони, губејќи електрони. Јонизираните атоми на многу хемиски елементи, како неутралните атоми, емитуваат и апсорбираат енергија на одредени бранови должини. Со споредување на интензитетот на линиите за апсорпција на атомите и јоните на истите хемиски елементтеоретски да се определи нивната релативна количина. Тоа е функција на температурата. Така, температурата на нивната атмосфера може да се одреди од темните линии во спектрите на ѕвездите.

Ѕвездите со иста температура и боја, но со различна сјајност, имаат генерално исти спектри, но разликите може да се видат во релативните интензитети на некои линии. Ова се случува затоа што на иста температура притисокот во нивната атмосфера е различен. На пример, во атмосферите на џиновските ѕвезди има помал притисок и тие се поретки. Ако оваа зависност ја изразиме графички, тогаш од интензитетот на линиите можеме да ја најдеме апсолутната величина на ѕвездата, а потоа со помош на формулата (4) можеме да го одредиме растојанието до неа.

Пример за решение на проблемот

Задача. Колкава е сјајноста на ѕвездата ζ Scorpii ако нејзината привидна величина е 3, а растојанието до неа е 7500 ly. години?

Вежба 20

1. Колку пати Сириус е посветол од Алдебаран? Дали сонцето е посветло од Сириус?

2. Едната ѕвезда е 16 пати посветла од другата. Која е разликата во нивните величини?

3. Паралаксата на Вега е 0,11". Колку време и е потребно на светлината од неа да стигне до Земјата?

4. Колку години би требало да лета кон соѕвездието Лира со брзина од 30 km/s за Вега да се приближи двојно?

5. Колку пати е побледа ѕвезда со светлинска величина 3,4 од Сириус, кој има привидна светлинска величина -1,6? Колкави се апсолутните величини на овие ѕвезди ако растојанието до двете е 3 ЕЕЗ?

6. Наведете ја бојата на секоја од ѕвездите во Додаток IV според нивниот спектрален тип.