Измерване на разстояния в астрономията

Разстоянието между обекти в областта на астрономията - концепция е много важно. Както ще видите в бъдеще, точното измерване на разстоянието да съди учените, а не само на километри, но и за години килограма по такива важни въпроси като вечното "Да бъде или да не бъде ..."

Слънчевата система
астрономическа единица

Нека започнем с факта, че километри астрономите обикновено не се интересуват. Е, че в Слънчевата квартала. Ако пишете, че до 384 000 км на Луната. тя все още е броят на смилаеми. Но за да рисувам, че до Уран 3 милиарда км. може би вече също. Във вътрешността на Слънчевата система за измерване на разстояния често се използват в буквалния смисъл на астрономическата единица. Една астрономическа единица е равна на дължината на голяма полуос на орбитата на Земята. Това е около 150,00 милиона километра. По този начин, докато Уран около 20 АС (а. E.). Астрономическият устройството е удобно, тъй като, чрез измерване на разстоянието до тях, като в същото време ние сравняваме тези разстояния с разстояние на Земята от Слънцето.

На практика можете да научите от спазване на срока на революцията на небесните тела около Слънцето. И тогава много лесно от третия закон на Кеплер да се изчисли дължината на голяма полуос на орбитата на небесно тяло.
радар

Direct (или почти) измерване на разстояния подлежи на астрономите от разстояние няколко AU, използвайки радар. Това е един много точен начин. Необходимо е да се вземат под внимание движението на земята и тялото се проучва, както и да се знае със скоростта на светлината. Изпратено от радиотелескоп сигнал се отразява от повърхността на небесно тяло и отново се получи на Земята. Антена лъч преминава два пъти разстоянието (отиване и връщане), като знаете времето, че се изразходват за преодоляване на пътя на сигнала, че е възможно да се изчисли разстоянието себе си. Остава да се вземе предвид взаимното движение на телата по време на сигнала трафик, но също така е въпрос на лишена от предизвикателства.
хоризонтален паралакс

Ако се вгледате в един и същ обект от различни ъгли, тя ще промени позицията си на фона на по-далечни обекти. Ако всичко това е далеч не са достатъчно близо, че тяхното видимо движение, когато се движат наблюдател може да бъде пренебрегната, а след това на геометрични съображения, не е трудно да разберете, разстоянието до най-близкия обект.

За измерване на разстояния до обекти в рамките на Слънчевата система точно отбелязване на позицията на небето на обект по отношение на звездите, които са отстранени в достатъчна степен. Наблюденията са извършени едновременно от два разположени на голямо разстояние места на повърхността на земята (стотици, хиляди километри). В този случай, обект позиция спрямо звездите за всяка точка на наблюдение ще бъде негова. Знаейки разстоянието между точките за наблюдение, знаейки, ъгловото разстояние между позициите на обекта за всяка точка, няма нищо по-лесно от това да разберете разстоянието до обекта. Такъв метод за определяне разстояние се нарича с хоризонтална паралакса. Паралакс - това изместване, изместването на по-голямата част на обекта срещу звездите при смяна на мястото на наблюдение.
Размерите на органите на слънчевата система

Специфична по никакъв начин разстояние до небесно тяло прави просто изясняване на размера му. За тази цел, освен за разстоянието, което трябва да се знае, ъгловите размери на тялото. Pure геометрия, не астрономия.

Ако тялото е толкова малка, че ъгловите размери, за да разберете, че не може, трябва да се спекулира за отразяващата способност на повърхността на тялото (албедо). Тяло, които са на една и съща отстраняване, с една и съща албедо, но с различни размери, ще свети по-ярко, отколкото те са повече. Ето защо, приблизителния размер на малки небесни тела, най-вече астероиди. може да се намери, като се има предвид разстоянието от органите и тяхната повърхност албедо.

Звездите - на прага

Опитайте се да разберете броя 40681440000000 км. Въпреки това се счита за знак, и ги разби на групи от по три, можете да пиете чай. Астрономите не обичат да се занимават с такава работа като нули безпътен в астрономически цифри. Те направиха всичко възможно, за да се гарантира, че тези числа, за да направят земята. Разстоянието до най-близката звезда (която е, че се опитваш да си представим) може да се запише като 271 210 а. . Е е също значителен брой, но напредък - там. Астрономите са отишли по-далеч. Те записват същия номер като на 4.3 светлинни години или 1.32 Пс. Смяна единици не толкова далечни звезди.

Една светлинна година - това не е времето. Това е разстоянието, изминато във времето. Една светлинна година - пътят изминат от светлината за една година. От най-отдалечените кътчета на Вселената да запали ни получава повече от 10 милиарда години. Да си представим, чудовищността на това разстояние, по-добре е да го напиша в обичайните мили:

94 608 000 000 000 000 000 000.

94-плюс милиард трилиона километра.
Парсек и годишния паралакс

Светлинна година - не е практично. От разстояние в светлинни години от наблюденията не се получи. Единица за наблюдение - парсек (PC).

Разстояние от не много далечното звездите (десетки светлинни години), се определя по метод, известен на нас - паралакс. Само в случай на звезди в този метод, нещо, което се променя. Спомнете си, че позицията на органите на Слънчевата система спрямо звездите се каже. Сега трябва да се види движението на самите звезди. За тази цел забележителности, като далечни галактики, в сравнение със звезди.

Преместването на наблюдател на повърхността е ограничена до скромните размери на космическите стандарти на нашата синя топка. Тези размери са абсурдно малки за звездите. Ето защо, за да видите движението на звездите в фонови галактики, наблюдения, направени от различни точки на земната орбита. Не е нужно да тече на космическия кораб. Можете да изчакате, докато самата Земя ще се проведе и сложи пътя й ще бъде няколко месеца по-късно в желаната точка. Така че разберете ъглово изместване на звездата. Знаейки разстоянието между точки на орбитата на едни и същи геометрични отношения признае далечината.

Наблюденията ще бъдат най-продуктивни, ако се прави с интервал от шест месеца: Парцели ще бъдат прехвърлени за това време в обратна точка на орбитата и разстоянието ще бъде максимално между точки на наблюдение. Освен това, най-добре е да се избере момента на наблюдение, така че линията, свързваща точката на наблюдение, е перпендикулярна посока на звездата.

Разстоянието от изместване съответства на едно парсека фонови звезди на далечни обекти върху 1 "чрез преместване на наблюдателя на един радиус на орбитата на Земята. Парсек - свиване на думите паралакс и секунда. 1 парсек - 3,26 светлинни години. Когато тези измервания трябва да вземат предвид относителното движение на звездите и Земята в интервала от време между наблюдения. Тази стойност се признава от наблюдения. Астрономите да вземат предвид и на Земята нередовен въртене около оста на който постоянно се променя посоката си.

Обем на звездите в тези наблюдения се нарича годишния паралакс. Колкото по-малка паралаксът, толкова повече звездни парсека.
Междузвездни дабъл

Дори орбитата на Земята е малко в сравнение с разстоянието, от което астрономите трябва да работят. Годишен паралакс е безсилен да се противопостави е малка част от нашата галактика близо до слънцето. Астрономите са открили още няколко начина. Все пак трябва да се отбележи, че тези методи имат сравнима точност до точността на паралакс метод.
Cepheid

Има звезди, които с правилното период на промяна на размера им, а оттам и яркостта. Звезди променят яркостта, обадете се променливи. Съществуват няколко вида на променливи звезди. Но някои от тези видове са за измерване на разстояния от особено значение. Сред тези, на променливи звезди, разстоянието до която са дефинирани от по метода на годишния паралакс, разкри вида на звезда с една много интересна функция. Период на колебанията в яркостта им зависи от масата на звездата. Тегло се определя от средната светлината на звездата, така че определянето на яркост период трептения, ние винаги може да се научи и осветеност. И след като ние знаем, светимостта, можем да го сравняваме с яркостта на звездите в небето, и да се изчисли разстоянието.

Представете си, броя на идентичните лампи. Ако всички от тях се отплати, и да оставите някой, вие ще бъдете в състояние да се от това, колко ярко фенерчето изглежда, да речем, далеч или близо фенерче. Астрономите са прецизни инструменти, така че те се определят и колко далеч или близо е звезда.

Такава полезна тип променливи звезди, наречен Цефеиди (кръстен на първия отворен звездата от този вид в съзвездието Цефей). Cepheid е двойно по-полезна с това, че е - много ярка звезда. Тяхната отделен документ, не само в рамките на нашата галактика, но също така и в други близки звездни системи. Най-известният Cepheid - Полярната звезда. Въпреки това, обикновено това никой не знае.
Същите пръстови отпечатъци

Ако това, което заглавието на този параграф е извършено, по-специално работата на криминалисти са станали по-сложно. Астрономите, а напротив, като същите симптоми, че е подходящо да се открият най-големи разстояния. Под звездите казват, че тегло, цвят и яркост на всички основни звезди последователност са взаимно свързани. Този факт понякога помогне на астрономите да изчислят разстоянието. Много е важно да се уверите, че звездата наистина принадлежи на главната последователност. Това се прави чрез изучаване на спектъра на звездата. Ако се установи аксесоара, следващата проста: цветът на една звезда се определя от нейната маса, масата се определя от осветеността. Ние се намери яркостта и осветеността, и да намерят далечината. За съжаление, този метод е много грубо определя желания контакт на тази стойност страница.

В далечни звездни системи, където яркостта на Цефеиди не е достатъчно, трябва да се намерят още по-ярки обекти, които ще се държат по същия начин. Този имот е обладан от експлозии на свръхнови в бинарни системи. Спадът на тяхната яркост след самия пристъп е винаги един и същ, както и в бинарни системи винаги се взривят звездата на същата маса. Факли същото, разбира се, и светимост. Supernova - обект, сравними по яркост с галактиката. така че те са много далеч от Земята. Изследване как свръхнова се държи, след като огнище, се определя дали е собственост на експлодираща звезда бинарна система. Ако е така, тогава всичко е един и същ сценарий. В сравнение с известен блясък са яркост и разстояние.

Когато не може да се види нито звезди

Всичко изглежда да има лимит. На известно разстояние от нашата планета не може да види всички звезди, дори и в много добри телескопи. Как да се определи разстоянието до далечни галактики? И намерили начин да направите това. Свързването при снемане на сравнително близо до разстоянието до галактиките се определят от Цефеидите и супернови, не успя да намери приблизителната стойност на коефициента на пропорционалност между тези количества.

Не са предмети, които не могат да се движат по-бързо от светлината. Най-голямото разстояние, на което можем да погледнем е продукт на скоростта на светлината и възрастта на вселената, защото светлината просто не са имали време да се достигне от по-далечни места. Така преплетени времето и пространството.

Така че нека да начини да се идентифицират основните методи за определяне на разстояния. Отделно е слънчевата система, които са ефективни радар, законите на Кеплер и хоризонтален паралакс. има ясна последователност на методи, всяка от които се поддържат след предишното За далечни небесни тела. Годишен паралакс е в основата на скалата за разстояние. Според него, на закономерностите в разкош на Цефеиди. Цефеидите с "калибриран" Метод за определяне на разстоянието на свръхнови. И накрая, свръхнови помогнаха изчисли константата на Хъбъл. Ако някоя от тези стъпки, неточност, всички следващи процеси стават още по-неточни. За да се усъвършенства всички отношения, които се определят от разстоянието, астрономите се работи усилено. Подобренията, може би, не изисква годишен паралакс. Но тук няма ограничение за достоверността на наблюдение.

Размерите на небесните тела се определят въз основа на техните видими ъглови размери и разстояния са намерени. Размерите на звезди са от теоретични изчисления въз основа на изследването на спектъра на звездата. Ъгловите размери на най-големите звезди на днешния ден успяват да разпознаят използване интерферометри.