Yulduzdan Yergacha bo'lgan masofani qanday hisoblash mumkin. Kosmik jismlarga masofani aniqlash. "Gipparx" ning qiyin taqdiri
Kosmik ob'ektlargacha bo'lgan masofalar (aniqlash usullari)
Astronomiyada masofalarni aniqlashning yagona universal usuli yo'q. Yaqin samoviy jismlardan uzoqroqqa o'tishda masofalarni aniqlashning ba'zi usullari boshqalar bilan almashtiriladi, ular, qoida tariqasida, keyingilari uchun asos bo'lib xizmat qiladi. Masofani baholashning aniqligi yoki eng qo'pol usullarning aniqligi yoki uzunlikni (AU) o'lchash aniqligi, radardan kesma qiymati bilan cheklangan. 0,9 km o'rtacha ildiz xatosi bilan o'lchovlarga ma'lum va (149597867,9 0,9) km ga teng. A.u.ning turli o'lchovlarini hisobga olgan holda. Xalqaro astronomik. ittifoq 1976 yilda 1 au qiymatini qabul qildi. = 149597870 2 km.Sayyoralargacha bo'lgan masofani aniqlash.
Chorshanba sayyoraning Quyoshdan r masofasi (a.u. kasrlarda) uning aylanish T davridan topiladi:
, (1)
Bu erda r AUda va T Yer yillarida. Quyosh massasi bilan solishtirganda sayyoraning massasini e'tiborsiz qoldirish mumkin. Formula (1) uchinchidan keladi. Oyga va sayyoralarga bo'lgan masofalar radar usullari bilan yuqori aniqlik bilan aniqlanadi (qarang).
Eng yaqin yulduzlargacha bo'lgan masofani aniqlash.
Yerning yillik orbital harakati tufayli yaqin yulduzlar uzoqdagi "sobit" yulduzlarga nisbatan bir oz harakatlanadi. Bir yil davomida bunday yulduz osmon sferasidagi kichik ellipsni tasvirlaydi, uning o'lchami qanchalik kichik bo'lsa, yulduz qanchalik uzoq bo'lsa. Burchak o'lchovida bu ellipsning yarim katta o'qi taxminan max qiymatiga teng. yulduzdan 1 AU ko'rinadigan burchak. (Yer orbitasining yarim katta o'qi), yulduz yo'nalishiga perpendikulyar. Bu burchak (), yillik yoki trigonometrik deb ataladi. yulduzning paralaksi, trigonometrik asosda unga masofani o'lchash uchun xizmat qiladi. burchak va asosi ma'lum bo'lgan ZSA uchburchagining tomonlari va burchaklari orasidagi nisbatlar - er orbitasining yarim katta o'qi (1-rasm).
Yulduzgacha bo'lgan masofa r, uning trigonometrik kattaligi bilan aniqlanadi. parallaks quyidagilarga teng: 
(au), (2)
bu yerda parallaks yoy sekundlarida ifodalanadi.
Eng yaqin Quyosh sistemasi yulduz - 12-chi Proxima Centaurning qizil mitti - 0,762 parallaksga ega, ya'ni. unga masofa 1,32 dona (4,3 yorug'lik yili).
O'lchovlarning pastki chegarasi trigonometrik. parallakslar ~ 0,01 ", shuning uchun ular 100 pc dan oshmaydigan masofalarni o'lchash uchun ishlatilishi mumkin (nisbiy xatolik 50% ga teng). 20 pc gacha bo'lgan masofalarda nisbiy xatolik 10% dan oshmaydi. Astronomiyada uzoqroq yulduzlarga bo'lgan masofalar asosan fotometrik usul bilan aniqlanadi (pastga qarang).
Parallaksga qo'shimcha ravishda. Yaqin atrofdagi yulduzlarning siljishi kosmik tafsilotlarning ko'rinadigan joy almashishi faqat ikkita holatni qayd etish mumkin. osmondagi jismlardan ham ulargacha bo'lgan masofani aniq aniqlash uchun foydalanish mumkin. Bu bir nechta. yaqin atrofdagi yulduz klasterlari va tez harakatlanuvchi gaz qobig'i yoki bo'laklari. Misol yavl. yangi va o'ta yangi yulduzlar, ularning tarqalish qobig'i uchun yoy soniyalarida ko'rinadigan kengayish tezligi bilan birga spektrni aniqlash mumkin. yo'l radial kengayish tezligi.
Masofalarni aniqlashning fotometrik usuli.
Xuddi shu quvvatdagi yorug'lik manbalari tomonidan yaratilgan yorug'lik ularga bo'lgan masofalarning kvadratlariga teskari proportsionaldir. Shunday qilib, bir xil yoritgichlarning ko'rinadigan yorqinligi (ya'ni, yorug'lik nurlariga perpendikulyar bo'lgan yagona maydonda Yer yaqinida yaratilgan yorug'lik) ularga masofaning o'lchovi bo'lib xizmat qilishi mumkin. Yoritishlarning yulduz kattaliklarida ifodalanishi ( m- ko'rinadigan, M- mutlaq yulduz kattaligi) quyidagi asosiyga olib keladi. f-le fotometrik. masofalar r f (pc):
. (3)
Trigonometrik ma'lum bo'lgan yoritgichlar uchun. parallakslarni belgilash orqali mumkin M bir xil f-le uchun nat ni solishtiring. Qorin bo'shlig'i bilan muqaddas orol. yulduz kattaliklari. Bu taqqoslash abs ekanligini ko'rsatdi. Yoritgichlarning ko'p sinflari (yulduzlar, galaktikalar va boshqalar)ning yulduz kattaliklarini ularning bir qator fizikasiga ko'ra baholash mumkin. St.
Asosiy absni baholash usuli. yulduzlarning kattaliklari yavl. spektral: bir xil spektrli yulduzlarning spektrlarida ularning abslarini ko'rsatadigan xususiyatlar topildi. kattalik (ko'pincha bu ionlanish chiziqlarining kuchayishi. yulduzlarning yorqinligi oshishi bilan atomlar). Bunday asoslarga ko'ra, yulduzlar yorqinlik sinflariga bo'linadi (qarang). Yulduzlar spektrlari bo'yicha hisoblangan sinflar va kichikroq yorqinlik kichik sinflari uchun absni topish mumkin. 0,5 gacha xatolik bilan qiymatlar m... Bu xato f-le (3) dan r f ni aniqlashda 30% nisbiy xatoga to'g'ri keladi.
Yulduz klasterlarigacha bo'lgan masofani aniqlash uchun maxsus mavjud. klaster yulduzlarining zohiriy kattalik-ko'rsatuv ranglarini qo'llash usuli. U bizga yaqin joylashgan bir xil turdagi klasterlarning yulduzlaridan tashkil topgan "abs. Magnitude-show colors" diagrammasi bilan taqqoslanadi (2-rasm). Taqqoslangan diagrammalar orasidagi vertikal siljish masofa moduliga teng ( m-M), unga ko'ra f-ly (3) yordamida va atalmishni toping. fotometrik yulduz klasterining r f masofasi (nisbiy xatosi 20% bilan).
Fotometrikni aniqlashning muhim usuli. Galaktikadagi va qo'shni yulduz tizimlari - galaktikalar orasidagi masofalar o'zgaruvchan yulduzlarning xarakterli yorug'ligiga asoslanadi. Qisqa muddatli sefeidlar (yorqinlikning o'zgarishi bir kundan kam bo'lgan davrlar bilan) o'rtacha absga ega. qiymati +0,5 m... Ular markazda globulyar yulduz klasterlarida joylashgan. maydonlar va sharsimon. Galaktika toji va uning II tipidagi yulduzlar populyatsiyasiga kiradi. Oxir oqibat, sefeidlar Quyoshdan Galaktika markazigacha bo'lgan masofani aniqlash va o'rnatish uchun ishlatilgan.I tipdagi yulduzlar populyatsiyasiga (Galaktikaning tekis komponentiga) kiruvchi uzoq muddatli sefeidlar (tebranish davrlari 1 dan 146 kungacha) uchun muhim davr-yorqinlikka bog'liqlik o'rnatildi, unga ko'ra davr qanchalik qisqa bo'lsa. yorqinligi tebranishlari, abs ichida Sefeid zaifroq. qiymat. Bu qaramlik yordamida absni aniqlash mumkin. Tsefeidlarning kattaligi, ularning yorqinligi o'zgarishi davrlarining davomiyligi va shuning uchun fotometrik. Sefeidlar va yulduz klasterlari, spiral qo'llar va yulduz tizimlarigacha bo'lgan masofalar, ular kuzatilgan joyda (qarang). Sefeidlardan masofani aniqlashda xatolik yulduz klasterlari uchun o'rtacha 40% ni tashkil qiladi (ba'zi hollarda, kamroq).
Ekstragalaktik masofalarni aniqlash.
Eng yaqin galaktikalargacha bo'lgan masofalar Sefeidlar va bu yulduz tizimlaridagi eng yorqin yulduzlarning taxminiy ko'rinadigan kattaliklaridan kelib chiqqan holda aniqlangan. Bir nechtasida mingdan ortiq Sefeidlar topilgan. yuzlab - Andromeda tumanligida. Sefeidlar shuningdek, taxminan radiusda joylashgan ettita tartibsiz va spiral galaktikalarda topilgan. Bizning Galaktikamiz atrofida 3 Mpc.
Sefeidlarni aniqlab bo'lmaydigan tizimlarda ular eng yorqin supergigant yulduzlar va eng yuqori yorqinlik sinflarining gigantlarini qidirmoqdalar. Eng yorqin supergigantlar bir nechtasida topilgan. 10 Mpc gacha radiusda yuzlab spiral va tartibsiz galaktikalar (ularning mutlaq qiymatlari -9 dan -10 gacha). m). Elliptik shaklda. Galaktikalarda I turdagi populyatsiyalar (uzoq davrli sefeidlar, supergigantlar va issiq gaz tumanliklari) mavjud emas. Odanko kichik elliptik. Bizning mahalliy guruhimiz galaktikalari (qarang) fotosuratlarda yulduzlarning nomlari parchalanadi, ularning eng yorqinlari qizil gigantlar bo'lib chiqdi, bu bizning Galaktikamizning globulyar yulduz klasterlaridagi gigantlarga o'xshash (bu gigantlarning mutlaq kattaligi -2 ga etadi) m, aniqlash radiusi - taxminan. 1 Mpc). Qizil gigantlar tomonidan fotometrikni taxmin qilish mumkin. elliptikagacha bo'lgan masofalar. 20% xatolik bilan mahalliy galaktikalar guruhidagi galaktikalar.
Va masofa ko'rsatkichlari sifatida ham ishlatiladi.
Ayrim galaktikalarda yorqin gaz tumanliklari kuzatiladi. Galaktikalardagi eng katta tumanliklarning chiziqli o‘lchamlari deyarli bir xil ekanligi ma’lum bo‘ldi. Shuning uchun yulduz galaktikasidagi eng yorqin tumanlikning d "burchak o'lchamlarini o'lchab, bu galaktikagacha bo'lgan r masofani aniqlash mumkin. Bu usul 15 Mpc masofagacha bo'lgan spiral va tartibsiz galaktikalar uchun qo'llaniladi. Buning xatosi. usuli 10% dan kam emas.
Qolgan galaktikalardan oldin, fotometrik. masofalarni galaktikaning integral yulduz kattaligini taxmin qilish orqali yanada qo'polroq aniqlash mumkin. Tashqi xususiyatlar bo'yicha. Spiral galaktikalarning turi (qalinligi, spiral qo'llarining uzunligi, sirt yorqinligi va boshqalar) ko'pincha galaktikaning yorqinligini taxminiy baholashi yoki hech bo'lmaganda galaktikaning mitti emasligini aniqlashi mumkin. Ikkinchi holda, uning abs. integral qiymat shartli ravishda -20 ga teng olinishi mumkin m(qarang. gigant galaktikalar uchun qiymat) va ko'rinadigan kattalikdan masofani taxminiy baholang.
Katta masofalarda (> 1000 Mpc), galaktikalar va boshqa kosmiklarning aniq yorqinligi. jismlar nafaqat kvadrat masofaning fotometrik qonuni tufayli, balki yorug'likning yutilishiga qo'shimcha ravishda, koinotning kengayishini aks ettiruvchi uzoq nurlanish manbalarining "qizarib ketishi" tufayli ham zaiflashadi, bu esa e'tiborga olinishi kerak. fotometrikni aniqlash. masofalar.
Qizil siljish masofalarini aniqlash
Fotometrik taqqoslash siljishi z bo'lgan galaktikalargacha bo'lgan masofalar, ularning spektri. spektrning qizil oxirigacha bo'lgan chiziqlar qiymat masofaga proportsional ekanligini ko'rsatdi r (): z = Hr / c, bu erda H - Hubble doimiysi. Bu yerdan biz uzoq galaktikalar, radiogalaktikalar va kvazarlarga masofani aniqlash uchun f-la ni olamiz:
r = cz / H (Mpc). (4)
500 Mpc gacha ekstragalaktik tizim masofalar (fotometrik va Hubble) o'ta yangi yulduzlar orasidagi masofani ularning sirt harorati va konvertlarining kengayish tezligini o'lchash orqali bevosita aniqlash orqali tekshiriladi. Hozircha ancha katta masofalar haqida ishonchli hisob-kitoblar mavjud emas.
So'zli nashrlar: galaktik yulduz klasterlarigacha bo'lgan masofa - masofa
Yerning oʻz orbitasida yillik harakati tufayli yaqin yulduzlar uzoqdagi “qoʻzgʻalmas” yulduzlarga nisbatan bir oz harakatlanadi. Bir yil davomida bunday yulduz osmon sferasidagi kichik ellipsni tasvirlaydi, uning o'lchami qanchalik kichik bo'lsa, yulduz qanchalik uzoq bo'lsa. Burchak o'lchovida bu ellipsning yarim katta o'qi taxminan yulduzdan 1 AU ko'rinadigan maksimal burchak qiymatiga teng. e. (Yer orbitasining yarim katta o'qi), yulduz yo'nalishiga perpendikulyar. Yulduzning yillik yoki trigonometrik paralaksi deb ataladigan bu burchak (), uning yiliga ko'rinadigan siljishining yarmiga teng bo'lib, ZSA uchburchagining tomonlari va burchaklari orasidagi trigonometrik nisbatlarga asoslangan holda unga masofani o'lchash uchun ishlatiladi. burchak va asos ma'lum - er orbitasining yarim katta o'qi (sm 1-rasm).
Shakl 1. Yulduzgacha bo'lgan masofani parallaks usulida aniqlash (A - yulduz, W - Yer, C - Quyosh).
Masofa r uning trigonometrik parallaks kattaligi bilan aniqlangan yulduzga teng:
r = 206265 "" / (a.u.),
bu yerda parallaks yoy sekundlarida ifodalanadi.
Parallakslar yordamida yulduzlargacha bo'lgan masofani aniqlash qulayligi uchun astronomiyada maxsus uzunlik birligi - parsek (ps) qo'llaniladi. 1 ps masofada joylashgan yulduz 1 "" parallaksga ega. Yuqoridagi formulaga ko'ra, 1 ps = 206265 amu. e. = 3,086 10 18 sm.
Parsek bilan birga masofaning yana bir maxsus birligi - yorug'lik yili (ya'ni yorug'likning 1 yil davomida bosib o'tadigan masofasi) qo'llaniladi, u 0,307 ps ga yoki 9,46 10 17 sm ga teng.
Quyosh tizimiga eng yaqin yulduz - 12 magnitudali qizil mitti Proxima Centauri - 0,762 parallaksga ega, ya'ni unga masofa 1,31 ps (4,3 yorug'lik yili).
Trigonometrik paralakslarni o'lchashning pastki chegarasi ~ 0,01 "", shuning uchun ular 50% nisbiy xatolik bilan 100 ps dan oshmaydigan masofalarni o'lchash uchun ishlatilishi mumkin. (20 ps gacha bo'lgan masofalarda nisbiy xatolik 10% dan oshmaydi.) Ushbu usul taxminan 6000 yulduzgacha bo'lgan masofani aniqlash uchun ishlatilgan. Astronomiyada uzoqroq yulduzlargacha bo'lgan masofalar asosan fotometrik usul bilan aniqlanadi.
1-jadval. Yigirmata eng yaqin yulduz.
|
Yulduz nomi |
Yoy soniyalarda parallaks |
Masofa, ps |
Ko'rinadigan kattalik m |
Mutlaq kattalik, M |
Spektral sinf |
|
|
Proksima Kentavr b Kentavr A b Kentavr B Barnard yulduzi Laland 21185 Sirius sun'iy yo'ldoshi Leyten 7896 e Eridani Procyonning hamrohi Sun'iy yo'ldosh 61 Swan e hind |
|
|
Darsning maqsadi: Yulduzlar olamining xilma-xilligi bilan tanishing va ularga masofani aniqlash tamoyillarini tushuntiring.
Darsning tarbiyaviy maqsadlari:
- yulduzlar olamining xilma-xilligi bilan tanishish;
- yulduzlargacha bo'lgan masofani aniqlash tamoyillarini bilib oling;
- zohiriy va mutlaq yulduz kattaligi tushunchasini berish;
- masofalarni aniqlash masalalarini yechish;
- xaritada yulduzlarni topish ishini takomillashtirish.
Rivojlanish vazifalari:
- adabiyotni tanlash va katta hajmdagi materialdan asosiy narsani ajratib ko'rsatish qobiliyatini shakllantirish;
- tinglovchilar bilan ishlash qobiliyatini rivojlantirish;
- talabalar ishini tahlil qilish va o'z-o'zini tahlil qilish qobiliyatini rivojlantirish;
- zamonaviy axborot dasturlari Microsoft Word, Microsoft Excel, Photoshop, Power Point, Internet Explorer va periferik qurilmalar yordamida berilgan mavzu bo‘yicha taqdimot qilish qobiliyatini mustahkamlash.
Ta'lim vazifalari:
- tabiatshunoslik qarashlarini shakllantirishni davom ettirish;
- ish dizaynida estetik didni singdirish;
- guruhda ishlash qobiliyatini shakllantirish;
- talabalarning ijodiy qobiliyatlarini rivojlantirishni davom ettirish.
Uskunalar:
- texnik jihozlar: kompyuterlar, multimedia proyektori, musiqa yozib olingan kompakt disklar, dasturlari bilan kompakt disklar.
- dasturiy ta'minot: Microsoft Word, Photoshop, Power Point, Internet Explorer, Open Astronomy.
- ko'rgazmali qurollar: "Yulduzlar" jadvali, yulduzli osmonning demo xaritasi, yulduzli osmonning harakatlanuvchi xaritalari (har bir talaba uchun), talabalarning ijodiy ishlari ko'rgazmasi (chizmalar, insholar, she'rlar, planetariyga tashrif buyurish sharhlari), o'qituvchilarning taqdimotlari va talabalar.
Dars davomiyligi: 40 min.
Dars rejasi
1. Maqsad va vazifalarni belgilash.
2. Yangi materialni o‘rganish:
- muammolarni hal qilish;
- Open Astronomy dasturi bilan ishlash;
- "Eng yorqin yulduzlar haqida asosiy ma'lumotlar" jadvali bilan ishlash;
- taqdimot bilan ishlash.
3. Yangi bilimlarni mustahkamlash:
- materialning assimilyatsiyasini tekshirish (sinov);
- yulduzli osmonning harakatlanuvchi xaritasi bilan ishlash.
4. Darsning xulosasi.
Darslar davomida
Yulduzlarga qarang! Mana, osmonga qarang!
Oh, osmonning bu olovli aholisiga qarang!
Jerar Menli Xopkins "Yulduzli tun"
1. Maqsad va vazifalarni belgilash.
Yulduz koinotning o'rtasida titraydi ...
Kimning ajoyib qo'llari ko'taradi
Qandaydir qimmatbaho namlik
Bunday to'lib-toshgan idishmi?
Olovli yulduz, topir
Yerdagi qayg'ular, samoviy ko'z yoshlar
Nega, ey Rabbiy, dunyo bo'ylab
Siz mening borlig'imni ko'tardingizmi?
Siz bu insonning she’rlarini taniysiz. Ha, bu Ivan Alekseevich Bunin. Uning she'riyati haqli ravishda eng yulduzli deb hisoblanadi.
Uning she'riy merosi (taxminan 1200 she'r) tunning ajoyib yulduz turkumi, sukunat va sirli miltillash bilan to'lgan alacakaranlık she'rlari bilan porlaydi. Rus shoirlarining hech biri yulduzli osmonni bunchalik xilma-xil tasvirlamagan.
Yulduzlar nima? Bugun biz ularning sirlarini tushunishni boshlaymiz.
Darsimizning mavzusi: Yulduzlar. Yulduzlargacha bo'lgan masofani aniqlash. D / z .: § 22, 5-savol yozma ravishda (darslikda topshiriq uchun tushuntirish mavjud va biz buni dars davomida ko'rib chiqamiz), biz taqdimotlar va insholar turlari bo'yicha ishlashni davom ettiramiz. yulduzlar.
Bugun darsda biz:
- keling, yulduzlar olamining xilma-xilligi bilan tanishishni boshlaylik;
- yulduzlargacha bo'lgan masofa qanday aniqlanganligini bilib oling;
- biz tinglovchilar bilan va guruhda ishlashni, o'z-o'zini tahlil qilishni va asarlarni tahlil qilishni o'rganishni davom ettiramiz;
- Microsoft Excelda ishlash qobiliyatini mashq qilamiz.
Buning uchun siz:
- xaritada yulduzlarni toping;
- muammolarni hal qilish;
- yulduz kattaliklari va yulduzlarning yorqinligini solishtiring;
- yigitlarning taqdimotini ko'ring va baholang;
- test savollariga javob bering.
2. Yangi materialni o'rganish.
Yulduzlar Yer atmosferasidan trillionlab kilometr uzoqlikda joylashgan ulkan olov sharlaridir. Asrlar davomida astronomlar yulduzlargacha bo'lgan masofani aniqlash qiyin vazifa bilan shug'ullangan.
Hatto N. Kopernik ham yulduzlargacha bo'lgan masofani Yerning Quyosh atrofida aylanishi natijasida yuzaga kelgan yillik paralaks siljishini o'lchash mumkin bo'lsa, hisoblash mumkinligini tushungan. Ammo Kopernik davrida eng oddiy teleskoplar ham yo'q edi va yulduzlarning parallaks siljishlari yalang'och ko'z bilan aniqlanmaydi.
Parallaksning siljishini aniqlashga birinchi urinishlar ingliz astronomi J. Bredli (1693-1762) tomonidan amalga oshirilgan bo'lib, u 1725 yil dekabr o'rtalaridan 1726 yil dekabrigacha Gamma Drako yulduzining zenit masofasini (2,4 T) muntazam ravishda o'lchagan. uning yuqori cho'qqisiga chiqdi va shu tarzda uning paralaks siljishini aniqlashga umid qildi, ammo Bredli buni uddalay olmadi.
Faqat yuz yildan ko'proq vaqt o'tgach, 1835-1837 yillarda astronomik texnologiya bunday kichik miqdorlarni o'lchash uchun "etuk bo'ldi". Rossiyada yulduzlargacha bo'lgan masofaning birinchi o'lchovlari Vasiliy Yakovlevich Struve tomonidan amalga oshirilgan va Germaniyada deyarli bir vaqtning o'zida amalga oshirilgan.
Yulduzlarning paralaks siljishini o'lchash, garchi juda mashaqqatli bo'lsa ham, ularning masofalarini aniqlashning eng ishonchli, asosiy usuli hisoblanadi.
Masofalarni aniqlashning boshqa usullari mavjud:
- mutlaq va zohiriy yulduz kattaligini bilish;
- yulduzlarning to'g'ri harakatlaridagi o'zgarishlar haqida;
- yulduz spektrini tahlil qilish orqali;
- Sefeidlarning yorqinligi o'zgarishi davriga ko'ra, lekin biz materialni o'rganayotganda ularni ko'rib chiqamiz.
Shunday qilib, keling, 1 usulni batafsil ko'rib chiqaylik. U yulduzning boshqa yulduzlarga nisbatan o'rnini diqqat bilan o'lchaydi. Kuzatuvchiga ko'rinadiki, Yer Quyosh atrofida harakatlanar ekan, yaqin atrofdagi yulduzlar uzoqroq yulduzlar fonida oldinga va orqaga harakat qiladi.
Rasmda Quyosh (C), Yer (T 1 - T 4), yulduz (S) va uning osmondagi ko'rinadigan pozitsiyasi (S 1 - S 4) ko'rsatilgan. 6 oydan so'ng, er usti teleskoplari Yer orbitasining diametrik qarama-qarshi nuqtasiga o'tganda, yulduzning holati qayta o'lchanadi.
Yulduzlarning siljishi juda kichik. Masalan: Quyoshning eng yaqin qo'shnisi Sentavr yulduz turkumidagi zaif yulduz bo'lib, yunoncha "eng yaqin" degan ma'noni anglatuvchi Proksima 1,5" ga siljigan.
Ushbu qiymatni tasavvur qilish uchun siz bir-biridan 1 mm masofada ikkita pinni yopishtirishingiz va har biriga ipni bog'lashingiz kerak. Pimlardan 130 m masofada harakatlaning va iplarning erkin uchlarini ulang. Ikki ip o'rtasida hosil bo'lgan burchak 1,5 "yoyga teng bo'ladi.
Shunday qilib, yulduzgacha bo'lgan masofani aniqlash uchun parallaks siljishining yarmi ishlatiladi, ya'ni. yillik parallaks.
Yillik parallaks (p)- yulduzga perpendikulyar bo'lgan er orbitasining o'rtacha radiusi (a) yulduzdan ko'rinadigan burchak.
Yulduzlarning paralakslari juda kichik, shuning uchun burchaklarning sinuslari ularni radianlarda ifodalab, burchaklarning o'zlari bilan almashtirilishi mumkin.
Deyarli ikki yil davomida Struve Vega yorqin yulduzining paralaks siljishini aniqladi. a Lyrae) va undan Quyoshgacha bo'lgan masofani hisoblab chiqdi. U Veganing parallaksi 0,123 "va masofa 1 650 000 AU ekanligini va eng yaqin yulduz Proksima uchun masofa 275 000 AB ekanligini aniqladi.
Katta raqamlar hisob-kitoblarda xatolarga olib kelishi mumkin, shuning uchun yulduzlargacha bo'lgan masofani o'lchash uchun parsek deb ataladigan maxsus uzunlik birligi kiritiladi. Parsek- 1 "parallaksga mos keladigan yulduzgacha bo'lgan masofa. Parsek - "parallaks" va "ikkinchi" so'zlaridan.
1 dona = 206265 AB
Shunday qilib, yillik parallaks va formulaga ko'ra, masofa parseklarda hisoblanadi va keyin yorug'lik yiliga aylantiriladi.
Birliklar orasidagi munosabatni ko'rib chiqing.
Uzoq masofalarni o'lchash uchun kattaroq birliklar qo'llaniladi:
1 kiloparsek (kpc) = 10 3 dona va 1 megaparsek (Mpc) = 10 6 dona.
Adabiyotda va kamroq tez-tez fanda yulduzlargacha bo'lgan masofalar yorug'lik yillarida (St. g.) ham ifodalanadi, ob'ekt tomonidan chiqarilgan yorug'lik Yerga yoki Quyoshga necha yil etib borishini ko'rsatadi (bu masofada bir xil).
Yorug'lik yili yorug'likning 1 yilda bosib o'tgan yo'lidir.
1 a.u. = 1,496 - 10 8 km
1 dona = 206265 AB = 3,08 - 10 13 km
1 yorug'lik yili = 9,46 - 10 12 km
1 dona = 3,26 yorug'lik yili
Muammolarni hal qilish
Darslikdagi hal qilingan muammo ko'rib chiqiladi.
Microsoft Excel dasturida quyidagi masalani mustaqil hal qilish.
Procyon parallaksi 0,28 ". Bu yulduzdan Yerga yorug'lik qancha vaqt tarqaladi?
Open Astronomy dasturi bilan ishlash
Yulduzli osmon bilan tanishuvimizni boshlab, yulduzlarning yorqinligi bir xil emasligini bilib oldik. Hatto qadimgi astronomlar ham "kattalik" kabi tushunchani ishlatishgan.
Open Astronomy dasturini oching. Materialni o'qing. Toping: zohiriy va mutlaq yulduz kattaligi nima? Bu miqdorlar qanday bog'liq? Modelda osmon jismlarining mutlaq va zohiriy kattaligiga qarang. Mutlaq va zohiriy yulduz kattaliklarini bilib, masofani qanday aniqlash mumkinligini aniqlang?
(Savollarni muhokama qilish, ish daftariga formula yozish.)
V Uy vazifasi formuladagi yulduz kattaliklarini o'rniga qo'yish orqali siz yulduzgacha bo'lgan masofani topasiz.
"Eng yorqin yulduzlar haqida asosiy ma'lumotlar" jadvali bilan ishlash
217-betdagi o‘quv qo‘llanmasini oching. “Eng yorqin yulduzlarni tushunish” jadvalidan foydalanib, yulduzlarning yorqinligini solishtiring.
Vega qutb yulduzidan necha marta yorqinroq? (6,3 marta)
Arcturus (Bootes) Antaresdan (Scorpio) necha marta yorqinroq? (2,5 marta)
Necha marta Sirius (a Katta it) Regulusdan (Leo) yorqinroqmi? (16 marta)
Taqdimot qilish
Qabul qilish Qo'shimcha ma'lumot biz yulduzlar haqida yigitlar tomonidan tayyorlangan taqdimotdan bilib olishimiz mumkin va biz keyingi darslarda materialni batafsil o'rganamiz.
Taqdimotni baholash mezonlarini oching va taqdimot ustida ishlash uchun nuqtalarni qo'ying. (1-ilova)
Yigitlar qanday baho oldilar? Sizga nima yoqdi? Sizning tilaklaringiz.
3. Yangi bilimlarni mustahkamlash.
Materialning o'zlashtirilishini tekshirish (sinov)
1. Yulduzlargacha bo'lgan masofalar qanday birliklar bilan o'lchanadi?
A. Yorug'lik yili.
B. Parsek.
B. Bir yillik parallaks.
2. Parsek - bu ... (to'g'ri bayonotni tanlang)
A. ... yorug‘likning bir yilda bosib o‘tadigan masofasi.
B. ... yer orbitasining yarim katta oʻqiga teng masofa.
B. ... koʻrish chizigʻiga perpendikulyar boʻlgan Yer orbitasining yarim katta oʻqi 1“ burchak ostida koʻrinadigan masofa.
3. Yulduzning yillik paralaksi ...
A. ... yulduzdan yerning koʻrish chizigʻiga perpendikulyar boʻlsa, uning yarim katta oʻqini koʻrish mumkin boʻlgan burchak.
B. ... koʻrish chizigʻiga perpendikulyar boʻlgan yorugʻlik nuridan Yer radiusi koʻrinadigan burchak.
B. ... koʻrish chizigʻiga perpendikulyar boʻlgan Oyning diametri Yerdan koʻrinadigan burchak.
4. Eng past harorat ...
A. ... oq yulduzlar.
B. ... sariq yulduzlar.
B. ... qizil yulduzlar.
5. Yulduzlar atmosferasidagi asosiy elementlar ...
A.... azot va kislorod yer atmosferasidagi kabi.
B.... quyosh atmosferasidagi kabi vodorod va geliy.
B.... yirik sayyoralar atmosferasidagi kabi molekulyar vodorod va metan.
Yulduzli osmonning harakatlanuvchi xaritasi bilan ishlash
Xaritada qatlamli doira qo'ygandan so'ng, bu vaqtda yulduzli osmon ko'rinishini o'rnating. Nomlangan yulduzlardan qaysi biri osmonda kuzatilishi mumkin edi?
4. Darsning xulosasi.
Bugungi darsning epigrafi quyidagi so'zlardan olingan: "Siz faqat qiziqarli narsalarni o'rganishingiz mumkin ... Bilimni hazm qilish uchun uni ishtaha bilan o'zlashtirishingiz kerak". (Frans A.)
Sizningcha, bugungi dars bizga bunga yordam berdimi?
Yulduzlargacha bo'lgan masofani qanday o'lchash mumkin?
Gorizontal parallaks usuli
Yer shari Quyoshdan 149,6 million kilometr uzoqlikda joylashgan bo‘lib, yil davomida o‘z orbitasida juda kichik masofani “shamollar” aylantiradi.
Biroq, chinakam ulkan masofalar tashqarida boshlanadi. Faqat 20-asrning boshlarida olimlar etarlicha aniq o'lchovlarni amalga oshira oldilar va birinchi marta ba'zi yulduzlargacha bo'lgan masofani aniqladilar.
Yulduzlargacha bo'lgan masofani aniqlash yo'li Yer orbitasining diametrining har ikki uchidan boshlab ularga yo'nalishni aniq aniqlash (ya'ni ularning holatini aniqlash) hisoblanadi va deyiladi. "Gorizontal parallaks usuli"... Buning uchun faqat olti oyga bir-biridan ajralgan daqiqalarda yulduzga yo'nalishni aniqlash kerak, chunki bu vaqt davomida Yerning o'zi kuzatuvchini o'z orbitasining bir tomonidan boshqa tomoniga olib boradi.
Yulduzning siljishi (albatta, ko'rinib turibdi), kosmosdagi kuzatuvchi pozitsiyasining o'zgarishi natijasida yuzaga kelgan juda kichik, zo'rg'a seziladi. Biroq, u 0 ″, 01 aniqlik bilan o'lchandi. Ko'pmi yoki ozmi? O'zingiz baho bering - bu Ryazandan Qizil maydonda Moskvada o'tkinchilar tomonidan tashlangan tanga chetiga qarashga o'xshaydi.
Bunday masofa va masofalar bilan biz ko‘nikkan metru kilometrlar endi hech narsaga yaramasligi aniq. Haqiqatan ham katta, ya'ni kosmik masofalarni kilometrlarda emas, balki ichida ifodalash qulayroqdir yorug'lik yillari, ya'ni o'sha masofalarda 300 000 km / s tezlikda tarqaladigan yorug'lik bir yil davomida ishlaydi.
Ta'riflangan usuldan foydalanib, siz uch yuz yorug'lik yilidan ancha uzoqda joylashgan yulduzlargacha bo'lgan masofani aniqlashingiz mumkin. Ba'zi uzoq yulduz tizimlaridan keladigan yulduz nurlari bizga yuzlab million yorug'lik yili uzoqlikda etib boradi.
Bu, ko'pincha o'ylanganidek, biz endi haqiqatda mavjud bo'lmagan yulduzlarni kuzatayotganimizni anglatmaydi. "Biz osmonda haqiqatda yo'q narsani ko'ramiz" deyish shart emas. Darhaqiqat, yulduzlarning katta qismi shunchalik sekin o'zgaradiki, millionlab yillar oldin ular hozirgidek edi va hatto osmondagi ko'rinadigan joylari juda sekin o'zgaradi, garchi yulduzlar kosmosda tez harakat qilsalar ham. Shunday qilib, biz ko'rib turgan yulduzlar, umuman olganda, hozirgi vaqtda bir xil.
Yulduzlargacha bo'lgan masofani qanday aniqlash mumkin? Alpha Centauri 4 yorug'lik yili uzoqlikda ekanligi qanday ma'lum? Darhaqiqat, yulduzning yorqinligi bilan juda kam narsa aniqlanishi mumkin - xira yaqin va yorqin uzoq yulduzlarning yorqinligi bir xil bo'lishi mumkin. Va shunga qaramay, Yerdan koinotning eng uzoq burchaklarigacha bo'lgan masofani aniqlashning juda ishonchli usullari mavjud. "Gipparx" astrometrik sun'iy yo'ldoshi 4 yil davomida 118 ming yulduzgacha bo'lgan masofani aniqladi.
Kosmosning uch o'lchovli, olti o'lchovli yoki hatto o'n bir o'lchovliligi haqida fiziklar nima deyishlaridan qat'i nazar, astronom uchun kuzatilishi mumkin bo'lgan koinot har doim ikki o'lchovli bo'ladi. Kosmosda sodir bo'layotgan voqealarni biz osmon sferasiga proyeksiya qilishda ko'ramiz, xuddi kinoda hayotning butun murakkabligi tekis ekranda aks ettirilgan. Ekranda biz hajmli asl nusxa bilan tanishganimiz tufayli yaqindan uzoqni osongina ajrata olamiz, ammo yulduzlarning ikki o'lchovli tarqalishida uni uch o'lchovli xaritaga aylantirishga imkon beradigan vizual maslahat yo'q. yulduzlararo kemaning kursi. Shu bilan birga, masofalar barcha astrofizikaning deyarli yarmining kalitidir. Yaqin atrofdagi xira yulduzni ularsiz uzoq, ammo yorqin kvazardan qanday ajratish mumkin? Faqatgina ob'ektgacha bo'lgan masofani bilib, siz uning energiyasini va shuning uchun uning jismoniy tabiatini tushunishga to'g'ridan-to'g'ri yo'lni taxmin qilishingiz mumkin.
Kosmik masofalarning noaniqligining so'nggi misoli - kuniga bir marta turli yo'nalishlardan Yerga keladigan gamma-nurlarining portlashlari, qisqa muddatli qattiq nurlanish manbalari muammosi. Ularning masofasining dastlabki hisob-kitoblari yuzlab astronomik birliklardan (o'nlab yorug'lik soatlari) yuzlab millionlab yorug'lik yiligacha bo'lgan. Shunga ko'ra, modellardagi tarqalish ham ta'sirli edi - Quyosh tizimining chekkasidagi antimateriyadan kometalarning yo'q qilinishidan tortib butun olamni larzaga keltiruvchi neytron yulduzlarning portlashlari va oq tuynuklarning paydo bo'lishigacha. 1990-yillarning o'rtalariga kelib, gamma-nurlari portlashlarining tabiati uchun yuzdan ortiq turli tushuntirishlar taklif qilindi. Endi biz ularning manbalarigacha bo'lgan masofani taxmin qila oldik, faqat ikkita model qoldi.
Agar siz o'lchagich yoki joylashtiruvchi nur bilan ob'ektga etib bora olmasangiz, masofani qanday o'lchash mumkin? An'anaviy er geodeziyasida keng qo'llaniladigan triangulyatsiya usuli yordamga keladi. Biz ma'lum uzunlikdagi segmentni - tayanchni tanlaymiz, uning uchlaridan u yoki bu sabablarga ko'ra erishib bo'lmaydigan nuqta ko'rinadigan burchaklarni o'lchaymiz, so'ngra oddiy trigonometrik formulalar kerakli masofani beradi. Biz poydevorning bir chetidan ikkinchisiga o'tganimizda, nuqtaga ko'rinadigan yo'nalish o'zgaradi, u uzoqdagi ob'ektlar fonida siljiydi. Bu parallaks ofset yoki paralaks deb ataladi. Uning qiymati kichikroq, ob'ekt qanchalik uzoqroq bo'lsa va qanchalik katta bo'lsa, poydevor uzunroq.
Yulduzlargacha bo'lgan masofani o'lchash uchun astronomlar uchun mavjud bo'lgan Yer orbitasining diametriga teng bo'lgan maksimal bazani olish kerak. Osmondagi yulduzlarning mos keladigan paralaks siljishi (qat'iy aytganda, uning yarmi) yillik paralaks deb atala boshlandi. Kopernikning Yerning Quyosh atrofida aylanishi haqidagi fikrini yoqtirmagan Tycho Brahe uni o'lchashga harakat qildi va u buni sinab ko'rishga qaror qildi - paralakslar ham Yerning orbital harakatini isbotlaydi. O'tkazilgan o'lchovlar 16-asr uchun ta'sirchan aniqlikka ega edi - yoyning taxminan bir daqiqasi, ammo bu paralakslarni o'lchash uchun mutlaqo etarli emas edi, Brahening o'zi bunga shubha qilmagan va Kopernik tizimi noto'g'ri degan xulosaga kelgan.
Yulduz klasterlarigacha bo'lgan masofa asosiy ketma-ketlikni o'rnatish bilan belgilanadi
Parallaksga navbatdagi hujum 1726 yilda Grinvich rasadxonasining bo'lajak direktori ingliz Jeyms Bredli tomonidan amalga oshirildi. Avvaliga u omadli bo'lib tuyuldi: kuzatishlar uchun tanlangan yulduz, Ajdaho gamma, bir yil davomida 20 yoy soniya oralig'ida o'zining o'rtacha pozitsiyasi atrofida o'zgarib turdi. Biroq, bu siljishning yo'nalishi paralakslar uchun kutilganidan farq qildi va Bredli tez orada to'g'ri tushuntirishni topdi: Yer orbitasining tezligi yulduzdan kelayotgan yorug'lik tezligiga qo'shiladi va uning ko'rinadigan yo'nalishini o'zgartiradi. Xuddi shunday, yomg'ir tomchilari avtobus oynalarida eğimli yo'llarni qoldiradi. Yillik aberratsiya deb ataladigan bu hodisa Yerning Quyosh atrofida harakatlanishining birinchi toʻgʻridan-toʻgʻri dalili boʻldi, lekin paralakslar bilan hech qanday aloqasi yoʻq edi.
Faqat bir asr o'tgach, goniometrik asboblarning aniqligi kerakli darajaga yetdi. 1830-yillarning oxirlarida, Jon Gerschel aytganidek, "yulduzli koinotga kirishga to'sqinlik qilgan devor deyarli bir vaqtning o'zida uchta joyda buzib tashlandi". 1837 yilda Vasiliy Yakovlevich Struve (o'sha paytda Dorpat rasadxonasining direktori, keyinroq Pulkovo rasadxonasi) u o'lchagan Vega paralaksini nashr etdi - 0,12 yoy soniya. Keyingi yili Fridrix Vilgelm Bessel 61-chi Cygnus yulduzining paralaksi 0,3 " ekanligini ma'lum qildi. Va bir yil o'tgach, Shotlandiya astronomi Tomas Xenderson ishlagan. Janubiy yarim shar Yaxshi Umid burnida, Alpha Centauri tizimidagi paralaks o'lchandi - 1,16 ". To'g'ri, keyinchalik bu qiymat 1,5 koeffitsientga oshirilganligi va butun osmonda parallaksga ega bitta yulduz yo'qligi ma'lum bo'ldi. 1 yoy soniyadan ko'proq.
Parallaks usuli bilan o'lchanadigan masofalar uchun maxsus uzunlik birligi kiritildi - parsek (parallaks soniyasidan, pc). Bir parsek 206 265 astronomik birlikni yoki 3,26 yorug'lik yilini o'z ichiga oladi. Aynan shu masofadan yer orbitasining radiusi (1 astronomik birlik = 149,5 million kilometr) 1 soniya burchak ostida ko'rinadi. Yulduzgacha bo'lgan masofani parseklarda aniqlash uchun uni parallaksga soniyalarga bo'lish kerak. Masalan, eng yaqin yulduz tizimiga, Alpha Centauri, 1 / 0,76 = 1,3 parsek yoki 270 ming astronomik birlik. Ming parsek kiloparsek (kpc), million parsek megaparsek (Mpc), milliard esa gigaparsek (Gpc) deb ataladi.
Juda kichik burchaklarni o'lchash texnik murakkablik va katta tirishqoqlikni talab qildi (masalan, Bessel 61-chi Cygnusning 400 dan ortiq individual kuzatishlarini qayta ishlagan), ammo birinchi yutuqdan keyin hamma narsa osonlashdi. 1890 yilga kelib, o'nlab yulduzlarning paralakslari allaqachon o'lchangan va fotografiya astronomiyada keng qo'llanila boshlaganida, paralakslarni aniq o'lchash to'liq yo'lga qo'yildi. Parallaksni o'lchash - bu alohida yulduzlar orasidagi masofani to'g'ridan-to'g'ri aniqlashning yagona usuli. Biroq, yerga asoslangan kuzatishlar paytida atmosfera shovqini parallaks usuli 100 pc dan ortiq masofani o'lchashga imkon bermaydi. Olam uchun bu juda katta qiymat emas. (“Bu yer unchalik uzoq emas, yuzta parsek bor”, deb Gromozeka aytganidek.) Geometrik usullar muvaffaqiyatsizlikka uchragan joyda fotometrik usullar yordamga keladi.
Geometrik yozuvlar
So'nggi yillarda radio emissiyasining juda ixcham manbalari - maserlargacha bo'lgan masofani o'lchash natijalari tobora ko'proq e'lon qilinmoqda. Ularning nurlanishi radio diapazoniga to'g'ri keladi, bu ularni yulduzlar kuzatilayotgan optik diapazonda erishib bo'lmaydigan mikrosekundlik aniqlikdagi ob'ektlarning koordinatalarini o'lchashga qodir bo'lgan radio interferometrlarda kuzatish imkonini beradi. Maserlar tufayli trigonometrik usullarni nafaqat bizning Galaktikamizdagi uzoq ob'ektlarga, balki boshqa galaktikalarga ham qo'llash mumkin. Misol uchun, 2005 yilda Andreas Brunthaler (Germaniya) va uning hamkasblari maserlarning burchak siljishini ushbu yulduz tizimining aylanish tezligi bilan taqqoslab, M33 galaktikasigacha bo'lgan masofani (730 kpc) aniqladilar. Bir yil o'tgach, Ye Xu (Xitoy) va uning hamkasblari Galaktikamizning spiral qo'llaridan biriga masofani (2 kpc) o'lchash uchun "mahalliy" maser manbalariga klassik parallaks usulini qo'llashdi. Ehtimol, 1999 yilda eng ilg'or J. Hernsteen (AQSh) va uning hamkasblari bo'lgan. NGC 4258 faol galaktikasi yadrosidagi qora tuynuk atrofidagi akkretsiya diskidagi maserlarning harakatini kuzatar ekan, astronomlar bu tizim bizdan 7,2 Mpc masofada joylashganligini aniqlashdi. Bugungi kunda bu geometrik usullar uchun mutlaq rekorddir.
Astronomlarning standart shamlari
Radiatsiya manbai bizdan qanchalik uzoqda bo'lsa, u shunchalik xira bo'ladi. Agar siz ob'ektning haqiqiy yorqinligini bilsangiz, uni ko'rinadigan yorqinlik bilan taqqoslab, masofani topishingiz mumkin. Gyuygens, ehtimol, bu g'oyani yulduzlar orasidagi masofani o'lchashda birinchi bo'lib qo'llagan. Kechasi u Siriusni kuzatar, kunduzi esa uning yorqinligini Quyoshni qoplagan ekrandagi mayda tuynuk bilan solishtirardi. Teshikning o'lchamini ikkala yorqinligi mos keladigan tarzda tanlab, teshik va quyosh diskining burchak qiymatlarini taqqoslab, Gyuygens Sirius bizdan Quyoshdan 27 664 marta uzoqroq degan xulosaga keldi. Bu haqiqiy masofadan 20 baravar kam. Xatoning bir qismi Siriusning aslida Quyoshdan ancha yorqinroq ekanligi va qisman xotiradan yorqinlikni solishtirish qiyinligi bilan bog'liq edi.
Fotometrik usullar sohasida yutuq fotografiyaning astronomiyaga kelishi bilan sodir bo'ldi. 20-asr boshlarida Garvard kolleji rasadxonasi yulduzlarning yorqinligini fotografik plastinkalardan aniqlash boʻyicha keng koʻlamli ishlarni amalga oshirdi. Yorqinligi o'zgarib turadigan o'zgaruvchan yulduzlarga alohida e'tibor berildi. Genrietta Levitt Kichik Magellan bulutida maxsus toifadagi o'zgaruvchan yulduzlarni - sefeidlarni o'rganayotganda, ular qanchalik yorqinroq bo'lsa, shunchalik yorqin ekanligini payqadi. uzoqroq muddat ularning yorqinligidagi tebranishlar: bir necha o'n kunlik yulduzlar taxminan 40 marta bo'lgan. yulduzlardan yorqinroq bir kunlik tartib davri bilan.
Barcha Levitt Sefeidlari bir xil yulduz tizimida - Kichik Magellan bulutida bo'lganligi sababli, ular bizdan bir xil (noma'lum bo'lsa ham) masofada olib tashlangan deb taxmin qilish mumkin edi. Bu shuni anglatadiki, ularning ko'rinadigan yorqinligidagi farq yorqinlikning haqiqiy farqlari bilan bog'liq. To'liq bog'liqlikni kalibrlash va davrni o'lchash orqali har qanday Sefeidning haqiqiy yorqinligini va undan yulduz va yulduzgacha bo'lgan masofani aniqlash imkoniyatini olish uchun bitta Sefeidgacha bo'lgan masofaning geometrik usulini aniqlash qoldi. uni o'z ichiga olgan yulduz tizimi.
Ammo, afsuski, Yer yaqinida Sefeidlar yo'q. Ulardan eng yaqini - Shimoliy Yulduz - Quyoshdan uzoqda, biz hozir bilganimizdek, 130 dona, ya'ni u erdagi paralaks o'lchovlari uchun imkonsizdir. Bu ko'prikni to'g'ridan-to'g'ri paralakslardan Sefeidlarga tashlashga imkon bermadi va astronomlar endi majoziy ma'noda masofalar zinapoyasi deb ataladigan inshootni qurishlari kerak edi.
Ochiq yulduz klasterlari, shu jumladan umumiy vaqt va tug'ilish joyi bilan bog'langan bir necha o'ndan yuzlab yulduzlar bu borada oraliq qadam bo'ldi. Agar siz klasterdagi barcha yulduzlarning harorati va yorqinligini chizsangiz, nuqtalarning aksariyati asosiy ketma-ketlik deb ataladigan bitta qiya chiziqqa (aniqrog'i, chiziq) to'g'ri keladi. Harorat yuqori aniqlik bilan yulduz spektri bilan, yorqinligi esa ko'rinadigan yorqinlik va masofa bilan aniqlanadi. Agar masofa noma'lum bo'lsa, klasterdagi barcha yulduzlar bizdan deyarli bir xil masofada joylashganligi yana yordamga keladi, shunda klaster ichida ko'rinadigan yorqinlik hali ham yorqinlik o'lchovi sifatida ishlatilishi mumkin.
Yulduzlar hamma joyda bir xil bo'lgani uchun barcha klasterlar uchun asosiy ketma-ketliklar bir xil bo'lishi kerak. Farqlar faqat turli masofalarda joylashganligi bilan bog'liq. Agar biz klasterlardan biriga masofani geometrik usul bilan aniqlasak, u holda biz "haqiqiy" asosiy ketma-ketlik qanday ko'rinishini bilib olamiz va keyin boshqa klasterlar haqidagi ma'lumotlarni u bilan taqqoslab, biz ularga bo'lgan masofani aniqlaymiz. . Ushbu texnika "asosiy ketma-ketlikni o'rnatish" deb ataladi. Uzoq vaqt davomida Pleiades va Hyades uning uchun standart bo'lib xizmat qildi, masofalar guruh paralakslari usuli bilan aniqlandi.
Astrofizikaning baxtiga sefeidlar yigirmaga yaqin ochiq klasterlarda topilgan. Shuning uchun, asosiy ketma-ketlikni moslash orqali ushbu klasterlargacha bo'lgan masofani o'lchab, uning uchinchi bosqichida joylashgan Tsefeidlarga "zinapoyaga erishish" mumkin.
Masofalar ko'rsatkichi sifatida sefeidlar juda qulay: ularning nisbatan ko'pi bor - ularni har qanday galaktikada va hatto har qanday globulyar klasterda topish mumkin va ulkan yulduzlar bo'lgani uchun ular galaktikalararo masofani o'lchash uchun etarlicha yorqindir. Buning tufayli ular "koinot mayoqlari" yoki "astrofizikaning muhim bosqichlari" kabi ko'plab yuqori darajadagi epitetlarni qo'lga kiritdilar. Sefeid "hukmdori" 20 Mpc gacha cho'zilgan, bu bizning Galaktikamizdan yuz baravar katta. Keyin ularni hatto eng kuchli zamonaviy asboblarda ham ajratib bo'lmaydi va masofalar zinapoyasining to'rtinchi pog'onasiga ko'tarilish uchun sizga yorqinroq narsa kerak bo'ladi.
Koinotning chekkasiga
Eng kuchli ekstragalaktik masofa o'lchovlaridan biri Tulli-Fisher munosabatlari deb nomlanuvchi naqshga asoslanadi: spiral galaktika qanchalik yorqinroq bo'lsa, u shunchalik tez aylanadi. Galaktikani chetdan yoki sezilarli egilishda ko'rib chiqilsa, uning materialining yarmi aylanish tufayli bizga yaqinlashadi, yarmi esa orqaga chekinadi, bu Doppler effekti tufayli spektral chiziqlarning kengayishiga olib keladi. Ushbu kengayish aylanish tezligini aniqlash uchun ishlatiladi, undan - yorug'lik, keyin esa ko'rinadigan yorqinlik bilan taqqoslashdan - galaktikagacha bo'lgan masofa. Va, albatta, bu usulni kalibrlash uchun galaktikalar kerak, ularning masofalari allaqachon Sefeidlar tomonidan o'lchangan. Tulli-Fisher usuli juda uzoq masofali va bizdan yuzlab megaparsek masofadagi galaktikalarni qamrab oladi, lekin u ham chegaraga ega, chunki juda uzoq va zaif galaktikalar uchun yetarlicha yuqori sifatli spektrlarni olish mumkin emas.
Bir oz kattaroq masofada yana bir "standart sham" faol - Ia o'ta yangi yulduzlar turi. Bunday o'ta yangi yulduzlarning portlashlari "bir xil turdagi" termoyadroviy portlashlar kritikdan bir oz yuqoriroq massaga ega oq mittilar (1,4 quyosh massasi). Shuning uchun, ular kuchda katta farq qilishlari uchun hech qanday sabab yo'q. Masofalarini Sefeidlardan aniqlash mumkin bo'lgan yaqin galaktikalardagi bunday o'ta yangi yulduzlarning kuzatuvlari bu doimiylikni tasdiqlaydi va shuning uchun endi masofalarni aniqlash uchun kosmik termoyadro portlashlaridan keng foydalaniladi. Ular hatto bizdan milliardlab parseklarda ham ko'rinadi, lekin siz qaysi galaktikagacha bo'lgan masofani o'lchashingiz mumkinligini hech qachon bilmaysiz, chunki keyingi o'ta yangi yulduzning aniq qayerda paydo bo'lishi oldindan ma'lum emas.
Hozircha faqat bitta usul yanada uzoqqa borishga imkon beradi - qizil siljishlar. Uning tarixi, sefeidlar tarixi kabi, 20-asr bilan bir vaqtda boshlanadi. 1915 yilda amerikalik Vesto Slifer galaktikalar spektrlarini o'rganar ekan, ularning aksariyatida "laboratoriya" pozitsiyasiga nisbatan chiziqlar qizil tomonga siljiganligini payqadi. 1924 yilda nemis Karl Wirtz galaktikaning burchak o'lchamlari qanchalik kichik bo'lsa, bu siljish shunchalik kuchli ekanligini payqadi. Biroq, faqat Edvin Xabbl 1929 yilda bu ma'lumotlarni bitta rasmga keltira oldi. Doppler effektiga ko'ra, spektrdagi chiziqlarning qizil siljishi ob'ektning bizdan uzoqlashishini anglatadi. Galaktikalar spektrlarini sefeidlar tomonidan aniqlangan ularga bo'lgan masofalar bilan taqqoslab, Xabbl qonunni ishlab chiqdi: galaktikaning chekinish tezligi unga bo'lgan masofaga proportsionaldir. Bu nisbatdagi mutanosiblik koeffitsienti Hubble doimiysi deb ataladi.
Shunday qilib, koinotning kengayishi va u bilan birga galaktikalargacha bo'lgan masofani ularning spektrlaridan aniqlash imkoniyati kashf qilindi, albatta, agar Hubble doimiysi boshqa ba'zi "hukmdorlar" bilan bog'langan bo'lsa. Xabblning o'zi bu bog'lashni deyarli kattalikdagi xato bilan amalga oshirdi, bu faqat 1940-yillarning o'rtalarida tuzatildi, Sefeidlar turli xil yorug'lik nisbatlariga ega bo'lgan bir nechta turlarga bo'linganligi aniq bo'ldi. Kalibrlash "klassik" Sefeidlar asosida yangidan amalga oshirildi va shundan keyingina Xabbl doimiysi qiymati zamonaviy hisob-kitoblarga yaqinlashdi: galaktikagacha bo'lgan har bir megaparsek masofa uchun 50-100 km / s.
Endi qizil siljishlar bizdan minglab megaparsek masofada joylashgan galaktikalargacha bo'lgan masofani aniqlash uchun ishlatiladi. To'g'ri, megaparseklarda bu masofalar faqat mashhur maqolalarda ko'rsatilgan. Gap shundaki, ular hisob-kitoblarda qabul qilingan koinot evolyutsiyasi modeliga bog'liq va bundan tashqari, kengayib borayotgan fazoda qanday masofa nazarda tutilgani to'liq aniq emas: galaktika emissiya paytida qaysi masofada bo'lgan. radiatsiya yoki u Yerda qabul qilingan paytda joylashgan joy yoki boshlang'ich nuqtadan oxirgi nuqtagacha bo'lgan yo'lda yorug'lik bosib o'tgan masofa. Shuning uchun astronomlar uzoq ob'ektlar uchun qizil siljishning to'g'ridan-to'g'ri kuzatilgan qiymatini, uni megaparseklarga aylantirmasdan ko'rsatishni afzal ko'rishadi.
Qizil siljishlar hozirda "koinot o'lchami" bilan taqqoslanadigan "kosmologik" masofalarni baholashning yagona usuli bo'lib, ayni paytda bu, ehtimol, eng keng tarqalgan usuldir. 2007 yil iyul oyida 77 418 767 galaktikaning qizil siljishi katalogi nashr etildi. To'g'ri, uni yaratishda spektrlarni tahlil qilish uchun biroz soddalashtirilgan avtomatik texnikadan foydalanilgan va shuning uchun xatolar ba'zi qiymatlarga kirib borishi mumkin edi.
Jamoaviy o'yin
Masofani o'lchashning geometrik usullari yillik paralaks bilan cheklanmaydi, bunda yulduzlarning ko'rinadigan burchak siljishi Yerning orbitadagi siljishi bilan taqqoslanadi. Yana bir yondashuv quyosh va yulduzlarning bir-biriga nisbatan harakatiga tayanadi. Quyosh yonidan uchib o'tayotgan yulduz klasterini tasavvur qiling. Perspektiv qonunlariga ko'ra, uning yulduzlarining ko'rinadigan traektoriyalari, xuddi ufqdagi relslar kabi, bir nuqtada - nurlanishda yaqinlashadi. Uning joylashuvi klasterning ko'rish chizig'iga qaysi burchak ostida uchishini ko'rsatadi. Ushbu burchakni bilib, klaster yulduzlarining harakatini ikkita komponentga - ko'rish chizig'i bo'ylab va samoviy sfera bo'ylab unga perpendikulyar - ajratish va ular orasidagi nisbatni aniqlash mumkin. Yulduzlarning sekundiga kilometrdagi radial tezligi Doppler effekti bilan o'lchanadi va topilgan nisbatni hisobga olgan holda tezlikning osmonga proyeksiyasi - sekundiga kilometrlarda ham hisoblanadi. Yulduzlarning ushbu chiziqli tezligini uzoq muddatli kuzatishlar natijalaridan aniqlangan burchak tezliklari bilan solishtirish qoladi - va masofa ma'lum bo'ladi! Bu usul bir necha yuz parsekgacha ishlaydi, lekin faqat yulduz klasterlari uchun qo'llaniladi va shuning uchun guruh parallaks usuli deb ataladi. Gyades va Pleiadesgacha bo'lgan masofalar birinchi marta shunday o'lchangan.
Yuqoriga chiqadigan zinapoyadan pastga
Koinotning chekkasiga zinapoyani qurar ekanmiz, biz uning poydevori haqida sukut saqladik. Shu bilan birga, parallaks usuli masofani mos yozuvlar metrlarda emas, balki astronomik birliklarda, ya'ni er orbitasining radiuslarida beradi, uning qiymati ham darhol aniqlanmaydi. Shunday qilib, keling, orqaga qaraymiz va Yerga kosmik masofalar zinapoyasidan tushamiz.
Ehtimol, birinchi bo'lib Quyoshning uzoqligini aniqlashga harakat qilgan Samoslik Aristarx Kopernikdan bir yarim ming yil oldin dunyoning geliosentrik tizimini taklif qilgan. U Quyosh bizdan Oydan 20 marta uzoqroq ekanligi ma'lum bo'ldi. Bizga ma'lumki, 20 baravar kam baholangan bu taxmin Kepler davrigacha saqlanib qolgan. Garchi u o'zi astronomik birlikni o'lchamagan bo'lsa-da, u allaqachon Quyosh Aristarx ishonganidan (va uning orqasida qolgan barcha astronomlar) ancha uzoqda bo'lishi kerakligini ta'kidlagan.
Erdan Quyoshgacha bo'lgan masofaning birinchi ko'p yoki kamroq maqbul bahosi Jan Dominik Kassini va Jan Richet tomonidan olingan. 1672 yilda Marsning qarama-qarshiligi paytida ular bir vaqtning o'zida Parij (Kassini) va Kayen (Rishet) yulduzlari fonida uning o'rnini o'lchadilar. Frantsiyadan Frantsiya Gvianasigacha bo'lgan masofa parallaks uchburchagi uchun asos bo'lib xizmat qildi, undan Marsgacha bo'lgan masofani aniqladilar, keyin esa samoviy mexanika tenglamalaridan foydalanib, astronomik birlikni hisoblab, 140 million kilometr qiymatini oldilar.Keyingi ikki asr davomida Veneraning quyosh diski bo'ylab o'tishi quyosh tizimining masshtabini aniqlashning asosiy vositasi bo'ldi. Ularni bir vaqtning o'zida turli nuqtalardan kuzatish globus, siz Yerdan Veneragacha bo'lgan masofani va shuning uchun quyosh tizimidagi boshqa barcha masofalarni hisoblashingiz mumkin. 18-19-asrlarda bu hodisa to'rt marta kuzatilgan: 1761, 1769, 1874 va 1882 yillarda. Bu kuzatishlar birinchi xalqaro ilmiy loyihalardan edi. Katta miqyosli ekspeditsiyalar jihozlandi (1769 yilgi ingliz ekspeditsiyasiga mashhur Jeyms Kuk rahbarlik qilgan), maxsus kuzatuv stantsiyalari tashkil etilgan ... Va agar 18-asrning oxirida Rossiya faqat frantsuz olimlariga o'tish joyini kuzatish imkoniyatini bergan bo'lsa. uning hududidan (Tobolskdan) olimlar allaqachon tadqiqotlarda faol ishtirok etishgan. Afsuski, kuzatuvlarning o'ta murakkabligi astronomik birlikning hisob-kitoblarida sezilarli tafovutga olib keldi - taxminan 147 dan 153 million kilometrgacha. Ishonchliroq qiymat - 149,5 million kilometr - faqat uchun olingan XIX-XX asrlarning boshi asrlar davomida asteroidlarni kuzatish orqali. Va nihoyat, shuni yodda tutish kerakki, bu barcha o'lchovlarning natijalari astronomik birlikni o'lchashda Yerning radiusi rolida bo'lgan poydevor uzunligi haqidagi bilimga asoslangan edi. Shunday qilib, oxir-oqibat kosmik masofa narvonining poydevori geodeziyachilar tomonidan qo'yildi.
Faqat 20-asrning ikkinchi yarmida olimlar ixtiyorida kosmik masofalarni aniqlashning tubdan yangi usullari - lazer va radar paydo bo'ldi. Ular quyosh tizimidagi o'lchovlarning aniqligini yuz minglab marta oshirishga imkon berdi. Mars va Venera uchun radar xatosi bir necha metrni tashkil qiladi va Oyda o'rnatilgan burchak reflektorlarigacha bo'lgan masofa santimetr aniqligi bilan o'lchanadi. Hozirgi vaqtda astronomik birlikning qabul qilingan qiymati 149 597 870 691 metrni tashkil qiladi.
"Gipparx" ning qiyin taqdiri
Astronomik birlikni o'lchashdagi bunday tub taraqqiyot yulduzlargacha bo'lgan masofalar haqidagi savolni yangicha tarzda ko'tardi. Paralakslarni aniqlashning aniqligi Yer atmosferasi bilan cheklangan. Shu sababli, 1960-yillarda goniometrik asbobni kosmosga uchirish g'oyasi paydo bo'ldi. U 1989 yilda Yevropa astrometrik sun'iy yo'ldoshi "Hipparx"ning uchirilishi bilan amalga oshirildi. Bu nom inglizcha HIPPARCOS nomining rasmiy va toʻliq toʻgʻri boʻlmasa-da, yaxshi tasdiqlangan tarjimasi boʻlib, u High Precision Parallax Collecting Satellite (“yuqori aniqlikdagi parallakslarni yigʻish uchun sunʼiy yoʻldosh”) qisqartmasi boʻlib, ingliz tiliga toʻgʻri kelmaydi. mashhur qadimgi yunon astronomi - birinchi yulduzlar katalogining muallifi Hipparx nomining yozilishi.
Sun'iy yo'ldoshni yaratuvchilar o'z oldilariga juda katta vazifani qo'yishdi: 100 mingdan ortiq yulduzlarning paralakslarini millisekundlik aniqlik bilan o'lchash, ya'ni Yerdan yuzlab parsek uzoqlikda joylashgan yulduzlarga "etib borish". Bir nechta ochiq yulduz klasterlari, xususan, Gyades va Pleiadesgacha bo'lgan masofani aniqlashtirish kerak edi. Lekin eng muhimi, Sefeidlarning o'zlarigacha bo'lgan masofani to'g'ridan-to'g'ri o'lchash orqali "zinapoyadan sakrash" mumkin bo'ldi.Ekspeditsiya muammo bilan boshlandi. Yuqori bosqichdagi nosozlik tufayli "Gipparx" hisoblangan geostatsionar orbitaga kirmadi va oraliq, juda cho'zilgan traektoriyada qoldi. Yevropa kosmik agentligi mutaxassislari vaziyatdan chiqishga muvaffaq bo‘ldi va orbital astrometrik teleskop 4 yil davomida muvaffaqiyatli ishladi. Natijalarni qayta ishlash bir xil vaqtni oldi va 1997 yilda 118 218 ta yoritgichning paralakslari va to'g'ri harakatlariga ega yulduzlar katalogi, shu jumladan ikki yuzga yaqin Sefeidlar nashr etildi.
Afsuski, bir qator masalalar bo'yicha kerakli aniqlik kelmadi. Pleiades uchun eng tushunarsiz natija bo'ldi - "Gipparx" ilgari 130-135 parsek deb hisoblangan masofani aniqlab beradi deb taxmin qilingan, ammo amalda "Gipparx" faqat qiymatni olgan holda uni tuzatgani ma'lum bo'ldi. 118 parsek. Yangi qiymatni qabul qilish yulduzlar evolyutsiyasi nazariyasini ham, galaktikalararo masofalar miqyosini ham tuzatishni talab qiladi. Bu astrofizika uchun jiddiy muammoga aylanadi va Pleiadesgacha bo'lgan masofa sinchkovlik bilan tekshirila boshlandi. 2004 yilga kelib, bir nechta guruhlar mustaqil ravishda klastergacha bo'lgan masofani 132 dan 139 donagacha bo'lgan smetalarda olishdi. Sun'iy yo'ldoshni noto'g'ri orbitaga qo'yish oqibatlarini hali ham to'liq bartaraf etib bo'lmasligini ko'rsatadigan haqoratli ovozlar eshitila boshladi. Shunday qilib, umuman olganda, u tomonidan o'lchangan barcha paralakslar shubha ostiga olindi.
Hipparchus jamoasi o'lchovlar odatda to'g'ri ekanligini tan olishga majbur bo'ldi, lekin qayta ishlov berish kerak bo'lishi mumkin. Gap shundaki, paralakslar kosmik astrometriyada bevosita o‘lchanmaydi. Buning o'rniga, Gipparx to'rt yil davomida ko'plab yulduzlar juftligi orasidagi burchaklarni o'lchadi. Bu burchaklar ham paralaks siljishi, ham yulduzlarning fazodagi to'g'ri harakatlari tufayli o'zgaradi. Kuzatishlardan parallaks qiymatlarini "chiqarish" uchun juda murakkab matematik ishlov berish kerak. Aynan shu narsani takrorlash kerak edi. Yangi natijalar 2007 yil sentyabr oyi oxirida e'lon qilindi, ammo bu qanchalik yaxshilangani hali aniq emas.
Ammo bu "Gipparx" ning yagona muammosi emas. U tomonidan aniqlangan Sefeidlarning paralakslari "davr-yorqinlik" munosabatlarini ishonchli kalibrlash uchun etarli darajada aniq bo'lmagan. Shunday qilib, sun'iy yo'ldosh o'zidan oldingi ikkinchi vazifani hal qila olmadi. Shu sababli, hozirda dunyoda bir nechta yangi kosmik astrometriya loyihalari ko'rib chiqilmoqda. Amalga oshirishga eng yaqin Yevropa loyihasi Gaia 2012 yilda ishga tushirilishi rejalashtirilgan. Uning ishlash printsipi "Gipparx" bilan bir xil - yulduzlar juftlari orasidagi burchaklarni bir necha marta o'lchash. Biroq, kuchli optika tufayli u ancha xira ob'ektlarni kuzatish imkoniyatiga ega bo'ladi va interferometriya usulini qo'llash burchaklarni o'nlab mikrosekundlargacha o'lchash aniqligini oshiradi. Taxminlarga ko'ra, "Gaia" kiloparsek masofani 20% dan ko'p bo'lmagan xatolik bilan o'lchay oladi va bir necha yil davomida bir milliardga yaqin ob'ektlarning o'rnini aniqlaydi. Bu Galaktikaning muhim qismining uch o‘lchamli xaritasini yaratadi.Aristotelning koinoti Yerdan Quyoshgacha bo'lgan to'qqizta masofada tugadi. Kopernik yulduzlar Quyoshdan 1000 marta uzoqroq ekanligiga ishongan. Parallakslar hatto yaqin atrofdagi yulduzlarni ham yorug'lik yillari uzoqlashtirdi. 20-asrning boshida amerikalik astronom Xarlou Shepli Tsefeidlardan foydalanib, Galaktikaning diametri (u koinot bilan aniqlagan) o'n minglab yorug'lik yili bilan o'lchanishini va Xabbl tufayli chegaralarini aniqladi. Koinot bir necha gigaparsekgacha kengaydi. Ular qanchalik yakuniy?
Albatta, masofalar zinapoyasining har bir pog'onasida o'ziga xos, katta yoki kichikroq xatolar paydo bo'ladi, lekin umuman olganda, koinot masshtablari juda yaxshi aniqlanadi, bir-biridan mustaqil ravishda turli xil usullar bilan sinovdan o'tkaziladi va bittaga qo'shiladi. izchil rasm. Shunday qilib zamonaviy chegaralar Koinotlar buzilmasdek tuyuladi. Biroq, bu bir kun kelib biz undan qo'shni olamgacha bo'lgan masofani o'lchashni xohlamaymiz degani emas!