Расстояние, яркость, энергия — ключи к познанию: Страница 2

Оглавление статей
Расстояние, яркость, энергия — ключи к познанию
Страница 2
Страница 3
Страница 4

Страница 2 из 4

 

 

Что такое угловая секунда? Посмотрите ночью на полную Луну. Ее диаметр составляет около 30 (угловых минут). Разделите Луну на 30 секций, каждая из которых будет иметь 1 в диаметре. Затем разделите каждый кусочек еще на 60 частей. Ширина дуги этой чрезвычайно узкой части равна 1″, а половина измеренного углового смещения для ближайшей звезды составит примерно 3/4 этой величины. Другие звезды находятся намного дальше, и угол значительно меньше. Как можно представить величину в 3/4 ? Пусть орбита Земли, диаметр которой равен 300 млн. км, соответствует окружности однокопеечной монеты. При таком уменьшении масштабов ближайшая звезда оказалась бы на расстоянии 10 км.

Человеку трудно держать в памяти большие числа, и астроном не составляет исключения. Вот почему он пускается на различные хитрости, чтобы избежать громоздких чисел. Он использует скорость света для создания более удобной единицы измерения расстояния. Свет распространяется со скоростью 300000 км/с. За один год свет проходит около 9400 млрд. км. Такое расстояние астроном называет световым годом. Световой год является одной из основных единиц измерения астрономических расстояний. Так, расстояние до ближайшей звезды, альфа Центавра, равно 4,3 световых года.

Так как параллактические смещения звезд очень малы, то для более удаленных звезд они становятся настолько ничтожными, что измерение расстояний не может быть надежным. Ошибки измерений оказываются примерно той же величины, что и само расстояние. В этих случаях приходится обращаться к каким-либо иным методам измерения расстояния. Прежде чем были исчерпаны все возможности метода тригонометрического параллакса, астрономы смогли измерить расстояния до 6000 ближайших звезд. Как же определяют расстояния до более далеких объектов? Эта трудная задача была частично решена, когда астрономы открыли переменные звезды определенного типа, изменяющие свою светимость с предсказуемой регулярностью. Мы использовали здесь слово «частично», потому что не было обнаружено ни одной такой переменной звезды — их назвали цефеидами,— расстояние до которой можно было бы измерить непосредственно методом тригонометрического параллакса. К сожалению, и до настоящего времени не встретилось ни одного случая, где оказались бы применимы оба эти метода.

Регулярность цефеид позволяет установить их среднюю светимость. Так, звезда, которая меняется с периодом в полдня, в среднем излучает в 40 раз сильнее, чем Солнце, тогда как цефеида с периодом в 40 дней светит уже в 3000 раз сильнее Солнца. Для тех, кому интересно узнать, как был открыт такой способ определения расстояний, скажем, что в галактиках Магеллановы Облака, которые являются спутниками нашего Млечного Пути и видны в южных широтах, было найдено много переменных звезд типа цефеид. Так как расстояние до всех звезд в этих Облаках примерно одинаково, для них оказалось возможным построить кривую зависимости период — светимость.

Светимости этих звезд невозможно было определить точно, во-первых, потому, что расстояния до разных цефеид в Магеллановых Облаках несколько различаются, и, во-вторых, из-за наличия поглощающего вещества, которое в различных участках Облаков по-разному ослабляет свет звезд. Тем не менее, определенные таким путем светимости не могли сильно отличаться от истинных. Расстояние до Магеллановых Облаков и тем самым калибровку метода цефеид по этим светимостям (или абсолютным звездным величинам) все еще нельзя было определить. В 1952 г. была установлена абсолютная звездная величина цефеид в большой галактике в созвездии Андромеды. Видимую звездную величину можно измерить по фотографическим пластинкам. Когда были получены абсолютная и видимая величины звезд, для определения расстояний оказалось достаточно простой формулы. Как только этот метод проверили на нескольких галактиках, появилась возможность определять расстояния до любой цефеиды, и эти звезды оказались прекрасными вехами, по которым мы измеряем астрономические расстояния.

Если мы наблюдаем на небе скопление звезд и хотим узнать, как далеки они от нас, все, что необходимо сделать,— это найти в нем цефеиду и определить ее период. Затем мы измеряем доходящее до нас количество света от звезды с помощью фотографической пластинки. Зная период, можно установить, какую светимость должна иметь звезда, а по фотографической пластинке определить, какой она нам кажется. Теперь можно вычислять расстояние. Используя ярчайшие цефеиды, мы получаем возможност узнать расстояния до галактик, удаленных от нас на миллионы световых лет, так как цефеиды в среднем в 5000 раз ярче нашего Солнца. Вот почему галактики, содержащие переменные звезды, доступны для наших измерений даже если они удалены от нас больше чем на 10 млн. световых лет.

Прежде чем покончить с цефеидами отметим, что калибровка определяемых по ним расстояний была несколько усовершенствована, что позволило приблизить получаемые результаты к действительности. В 1952 г. Вальтер Бааде убедительно доказал, что имеются по крайней мере две разновидности цефеид. В то время как цефеиды с коротким периодом — они наиболее многочисленны в окрестностях нашей Галактики — бесспорно   подтверждают указанные  выше оценки расстояний, существуют цефеиды с большим периодом, которые в действительности расположены вдвое дальше, чем предполагалось. Суть этого открытия состояла в том, что расстояния в пределах Млечного Пути оставались теми же, а расстояния до других галактик увеличились вдвое.

Как же поступать в тех случаях, когда галактики столь удалены, что мы уже не способны обнаружить в них цефеиды? Тогда астроном начинает пускаться на всякие уловки, обращаясь к сверхгигантам, ярчайшим звездам и новым. Светимость сверхгигантов в среднем примерно в 75 000 раз превышает светимость Солнца, и. если мы можем распознать их в галактиках, то в состоянии определить расстояние до них по их излучению, зарегистрированному фотографической пластинкой. Подобная методика позволяет исследовать глубины космоса на расстояниях свыше 20 млн. световых лет.

Новые (то есть новые звезды) вовсе не являются вновь возникшими звездами; на самом деле это старые звезды, которые внезапно вспыхивают и на некоторое время увеличивают свою светимость в десятки тысяч раз. По-видимому, в максимуме светимость у них примерно в 2,5 раза больше, чем у сверхгигантов. Следовательно, мы можем использовать типичную новую, чтобы определять расстояния до галактик в пределах глубин пространства свыше 30 млн. световых лет. Обычно новая примерно за день достигает максимальной яркости, а к первоначальному состоянию возвращаетесь в течение нескольких лет. Таким образом, благодаря существованию новых, удается глубже проникнуть в космос на расстояния до очень далеких галактик.


« ПредыдущаяСлед. »


Понравилась статья? Поделиться с друзьями:
Все о космосе
Добавить комментарий

;-) :| :x :twisted: :smile: :shock: :sad: :roll: :razz: :oops: :o :mrgreen: :lol: :idea: :grin: :evil: :cry: :cool: :arrow: :???: :?: :!: