Таблица 3.1. Видимые звездные величины некоторых небесных тел

Расстояние до звезд

Определение расстояний по годичным параллаксам. Если посмотреть на любой объект сначала одним, затем другим глазом, можно заметить, что объект смещается на фоне других, более далеких, предметов (рис. 3. 1).

Рис. 3. 1. Наблюдение параллакса

Параллакс — угол, на который изменяется видимое положение объекта относительно удаленного фона в зависимости от положения наблюдателя.

Обратите внимание, чем дальше находится объект наблюдения, тем параллакс (угол) становится меньше.

Используя геометрические методы, можно вычислить расстояние до любого предмета, зная расстояние между двумя точками наблюдения и угол параллакса.

Конечно, в земных масштабах нет необходимости прибегать к геометрическим вычислениям, поскольку расстояния можно просто измерить инструментами. Однако в Солнечной системе и дальнем космосе расстояния имеют совсем другой масштаб. Поэтому и для измерения расстояний до тел Солнечной системы и звезд используется метод параллакса.

Вследствие вращения Земли вокруг своей оси возникает суточный параллакс, который практически не влияет на положение звезд из-за их большой удаленности. Нужен более длительный интервал времени и более удаленные точки наблюдения.

Поскольку Земля движется вокруг Солнца, положения звезд на небе должны испытывать параллактические смещения. Для нахождения расстояния до звезд используется годичный параллакс — угол, под которым со звезды видна большая полуось земной орбиты, перпендикулярная направлению на звезду (рис. 3. 2).

Рис. 3. 2. Годичный параллакс

Расстояние до звезды r можно вычислить по формуле

где a — большая полуось земной орбиты; р — годичный параллакс.

Напомним, что среднее расстояние от Земли до Солнца — 1 астрономическая единица (а. е. ):

a = 1 а. е. = 149600000 км.

Угол годичного параллакса очень мал (менее угловой секунды). Даже для ближайшей к нам звезды Проксима Центавра его значение составляет 0, 77². У других звезд он еще меньше. Кстати, существование годичного параллакса звезд является одним из доказательств обращения Земли вокруг Солнца.

Геометрические методы измерения расстояний не исчерпываются годичным параллаксом, в котором видимые угловые смещения звезд сравниваются с перемещениями Земли по орбите. Еще один подход опирается на движение Солнца и звезд друг относительно друга. Представим себе звездное скопление, пролетающее мимо Солнца. По законам перспективы видимые траектории его звезд, как рельсы на горизонте, сходятся в одну точку — радиант. Его положение говорит о том, под каким углом к лучу зрения летит скопление. Зная этот угол, можно разложить движение звезд скопления на две компоненты — вдоль луча зрения и перпендикулярно ему по небесной сфере — и определить пропорцию между ними.

Расстояния до тел Солнечной системы или между телами Солнечной системы обычно выражены в астрономических единицах. Однако для измерения расстояний до небесных тел, которые находятся за ее пределами, астрономическая единица слишком мала. Поэтому в данном случае используют специальные единицы, такие как парсек (образовано от слов «параллакс» и «секунда») и световой год.

Лучевую скорость звезд в километрах в секунду измеряют, используя эффект Доплера, и с учетом найденной пропорции вычисляют проекцию скорости на небосвод в километрах в секунду. Остается сравнить эти линейные скорости звезд с угловыми, определенными по результатам многолетних наблюдений, и расстояние будет известно. Этот способ работает на расстояниях до нескольких сотен парсек, но применим только к звездным скоплениям, поэтому называется методом групповых параллаксов. Так были измерены расстояния до Гиад и Плеяд.

Парсек (пк)— расстояние до объекта, имеющего угол параллакса в 1². Световой год — расстояние, которое свет проходит за 1 год.

1 пк = 3 · 10¹³ км.

1 пк = 3, 26 светового года.

Свет от Проксимы Центавра идет до нас 4, 22 световых года (сравните с временем прохождения света от Солнца, равным 8 световым минутам). Современные телескопы позволяют увидеть объекты, удаленные от Земли на тысячи, сотни тысяч, миллионы и даже миллиарды световых лет! Наблюдая за ними, мы как будто погружаемся в прошлое.

В последние годы все чаще публикуются результаты измерения расстояний до очень компактных источников радиоизлучения — мазеров. Их излучение приходится на радиодиапазон, что позволяет наблюдать их на радиоинтерферометрах, способных измерять координаты объектов с микросекундной точностью, недостижимой в оптическом диапазоне, в котором наблюдаются звезды. Благодаря мазерам тригонометрические методы удается применять не только к далеким объектам нашей Галактики, но и к другим галактикам.

Видимые и абсолютные звездные величины. Различная яркость звезд хорошо заметна. Самые яркие звезды еще в древности назвали звездами первой величины. Видимая звездная величина m (часто ее называют просто «звездная величина») указывает поток излучения вблизи наблюдателя, т. е. наблюдаемую яркость небесного источника, которая зависит не только от реальной мощности излучения объекта, но и от расстояния до него.

Древнегреческий астроном Гиппарх (II в. до н. э. ) предложил наиболее яркие звезды отнести к звездам первой величины (1^m), а едва различимые — к шестой (6^m). Позднее астрономы предложили при наблюдении более ярких объектов использовать нулевые (0^m) и отрицательные (-1^m, -2^m и т. д. ) звездные величины. Видимые только в телескоп наиболее удаленные объекты имеют значения намного больше шестой звездной величины (табл. 3. 1).

Таблица 3. 1. Видимые звездные величины некоторых небесных тел
Небесное тело	Видимая звездная величина
Луна (в полнолуние)	-12, 74^m
Венера (в максимуме блеска)	-4, 67^m
Юпитер (в максимуме блеска)	-2, 91^m
Сириус	-1, 44^m
Вега	0, 03^m
Проксима Центавра	11, 05^m
Самые слабые объекты, снимки которых получены с помощью телескопа «Хаббл»	31, 5^m

Древние астрономы предполагали, что все звезды находятся от нас на одном удалении, поскольку, по их мнению, прибиты изнутри к твердому небу. На самом деле различную яркость звезд можно объяснить не только их различной мощностью излучения, но и тем, что они находятся от нас на разном расстоянии. Поэтому в астрономии используется еще одно понятие — абсолютная звездная величина. Под абсолютной звездной величиной понимается видимая звездная величина, которую имела бы звезда, удаленная от нас на расстояние 10 пк. Абсолютная звездная величина Солнца составляет +4, 7^m. Абсолютная звездная величина позволяет узнать, какая из звезд излучает больше энергии за секунду, т. е. ее мощность излучения. Как оказалось, звезды сильно отличаются друг от друга по своей мощности. Некоторые звезды излучают энергию в сотни тысяч раз большую, чем Солнце, есть звезды, у которых мощность излучения в десятки тысяч раз меньше.

Резюме. Благодаря движению Земли вокруг Солнца можно наблюдать параллактическое смещение звезд на фоне более далеких объектов. Угол параллакса позволяет определить расстояние до звезд. Из-за большой удаленности любых звезд расстояния до них принято измерять в парсеках и(или) световых годах. Для характеристики блеска звезд используются видимая и абсолютная звездные величины.

Контрольные вопросы

Что называется параллаксом?
Что такое годичный параллакс?
Каким образом измеряют расстояния до звезд?
Что называют парсеком и световым годом?
Какая звезда ярче: с положительной или отрицательной видимой звездной величиной?
В чем различие между видимыми и абсолютными звездными величинами?
Как вы думаете, почему звезды имеют разную яркость?

Задания для самостоятельной работы

Изобразите схему определения годичного параллакса.
Запишите единицы измерения расстояний, которые наряду с астрономической единицей используются только в астрономии. Свяжите известные вам единицы измерения расстояний в астрономии.

Темы докладов

Определение расстояний до звезд методом годичного параллакса.
Учение Гиппарха о звездных величинах.
Исследования астрономического спутника «Гиппарх».