Солнечная система

Определение расстояний до космических объектов

с помощью:

красного смещения

   Этот метод используется для определения расстояний до самых далеких объектов во Вселенной. На основании исследований красных смещений в спектрах электромагнитного излучения сравнительно близких внегалактических объектов, расстояния до которых были установлены другими методами, был выведен закон Хаббла. Таким образом, возникла возможность для определения расстояний до объекта по величине красного смещения в его спектре.

   В частности, этот метод позволяет исследовать распределения облаков газа в межгалактической среде.

   В спектрах электромагнитного излучения приходящего к нам от очень отдаленных его источников, например квазаров, наблюдаются полосы поглощения (см. Спектр, поглощения), которые возникают при прохождении излучения сквозь толщи межгалактических газовых облаков. Этих облака расположены на разных расстояниях от наблюдателя по его лучу зрения, и поэтому по закону Хаббла линии поглощения характерные для конкретного газа, который содержится в облаках, имеют различные красные смещения. По смешению каждой из линий определяются расстояния до конкретных облаков, а по ширине спектральных линий - мощности этих облаков по лучу зрения наблюдателя.

   Межгалактические газовые облака, преимущественно, состоят из водорода. Поэтому эффект, который получил название «лес лайман альфа», был впервые обнаружен при наблюдении одной из наиболее сильных из спектральных линий водорода называемой «лайман альфа». При наблюдениях далеких источников излучения оказалось, что эта спектральная линия поглощения наблюдается на многих длинах волн. Причем, она регистрируется как серия – «лес» дискретных линий поглощения в спектре, которые разделены участками в спектре, где поглощение водорода отсутствует. Это говорит о том, что между облаками находящимися на луче зрения наблюдателя существуют области свободные от водорода. При наблюдениях отдаленных источников излучения в разных направлениях, «лес» дискретных спектральных линий поглощения межгалактических газовых облаков, и не только водородных, может выглядеть по-другому. Таким образом, имеется возможность получения объемной картины распределения газовых облаков в пространстве. 

параллакса (от греч. parallaxis - параллакс)

   Это наиболее древний способ измерения расстояний до далеких или недоступных объектов. См. также Параллакс.

   Именно таким способом первоначально были определены расстояния от Земли до Луны и Солнца. При этом в качестве базы использовались максимально возможные на Земле дистанции – отрезки, сравнимые с размером нашей планеты. Затем расстояния до Луны и Солнца многократно уточнялись с помощью метода радиолокации.

   Этот метод применялся и для первых измерений расстояний до ближайших звезд. В этих случаях в качестве базы использовались отрезки, сравнимые с величиной астрономической единицы.

   Предельная дистанция, до которой еще возможно использование этого метода, равна 100 парсекам, т.к. угловой размер эллипса, описываемого звездой, находящейся на таком расстоянии, составляет 0,01 угловой секунды. Это минимальный угол, который можно измерить существующими приборами.

радиолокации

   Радиолокация - современный и очень точный метод измерения расстояний от Земли до тел Солнечной системы. Методом радиолокации было уточнено среднее расстояние от Земли до Солнца, которое оказалось равным 149597867,9 ± 0,9 км.

третьего закона Кеплера

   Зная период обращения планеты вокруг Солнца и пренебрегая ее массой по сравнению с массой Солнца, можно, с использованием третьего закона Кеплера, определить большую полуось ее орбиты. Далее, пользуясь соотношениями астрометрии и небесной механики, легко определять расстояние от Земли до этой планеты для любого момента времени.

фотометрического метода

   Исследования ближайших звезд, расстояния до которых были измерены методом параллакса, позволило найти зависимость их абсолютных звездных величин от спектральных (см. Спектр) или каких-либо других особенностей этих звезд. См. Звездная величина; абсолютная, визуальная. Измерив с помощью фотометра визуальную звездную величину звезды и узнав ее абсолютную звездную величину по спектральным или иным особенностям, можно определить расстояние до нее, т.к. световой поток обратно пропорционален квадрату расстояния до источника света.

   В последнее время получил распространение метод определения расстояния до далеких объектов – галактик и их скоплений (см. Галактики, их скопления) по визуальным звездным величинам сверхновых звезд (см. Звезды, сверхновые) определенного типа. Эти сверхновые звезды имеют характерные детали в спектрах, а также особенности кривых изменения блеска при вспышках и легко узнаются, а их светимости в максимуме блеска очень мало отличаются друг от друга.

   Фотометрический метод используется и при определении расстояний до галактик по измерению их поверхностной яркости, которая более или менее характерна для некоторых типов этих звездных систем.

цефеид

    Способ определения расстояний до цефеид, в сущности, является фотометрическим методом. Однако он выделяется, т.к. оказался очень эффективным для определения расстояний до звездных скоплений и галактик. Оказалось, что светимости, а значит абсолютные звездные величины этих переменных звезд (См. Звезды, переменные), имеют жесткую зависимость от периодов изменения их блеска. Цефеиды были обнаружены в звездных системах нашей Галактики и в ближайших галактиках, что и позволило определить расстояние до этих объектов.

---