У повсякденному житті вимірювання відстані від однієї точки до іншої не викликає складнощів. При цьому використовуються різні звичні для нас одиниці. Почувши, наприклад, цифру 100 м, кожен може подумки уявити, скільки це. Щоб дізнатися відстань між об’єктами в астрономії, вчені задіють цілий комплекс методів.
Небесні тіла в межах Сонячної системи
Астрономи рідко оперують кілометрами. Сказати, що відстань від Землі до Місяця 384,4 тис.км ще можна, але з іншими об’єктами цифри стають набагато довшими. Для вимірювання відстані в межах Сонячної системи використовують спеціальну астрономічну одиницю – au (А.О.).
Вона відповідає розміру великої півосі орбіти Землі і одночасно дистанції між Землею і Сонцем. У 2012 астрономічний союз вирішив визначити точне число для А. О.– 149 597 870 700 метрів. Зручність використання одиниці полягає в тому, що при вимірюванні відстаней до об’єктів можна порівнювати їх з віддаленістю планети від сонця. Наприклад, відстань від Землі до Урану – близько 20 А. О.
Щоб дізнатися відстань до відносно близько розташованих об’єктів (кілька а. о.), використовують метод радіолокації. Він відрізняється високою точністю. Необхідно знання декількох параметрів: швидкості світла, руху тіла і Землі. Радіотелескоп відправляє сигнал, який відбивається від поверхні тіла і повертається на Землю. Час проходження променя туди і назад дозволяє обчислити відстань до об’єкта.
Якщо небесне тіло більш віддалене від землі, то відстань до нього вимірюється методом горизонтального паралакса. Паралакс – це зміна видимого розташування тіла стосовно віддаленого фону в залежності від того, де знаходиться спостерігач. Виділяють кілька паралаксів, які знайшли застосування в астрономії.
Метод горизонтального паралакса полягає в наступному. Перебуваючи в одній точці Землі, відзначають положення об’єкта на небі щодо більш далеких зірок. Потім переміщаються в іншу точку планети і знову відзначають положення небесного тіла.
Відстань між точками спостереження відомо, як і кути між поверхнею і об’єктом. В результаті виходить умовний рівнобедрений трикутник. В якості основи використовується діаметр земної орбіти.
Вимірювання відстаней до далеких об’єктів
Для ще більш віддалених об’єктів навіть використання астрономічних одиниць непрактично. Тому астрономи виражають відстані в світлових роках (1 світловий рік дорівнює 9,46 х 1015 м), а ще частіше – в парсеках (1 парсек дорівнює 3,2616 світлового року).
Якщо потрібно дізнатися точну відстань до зірки, і передбачається, що воно не перевищує кілька десятків світлових років, використовують метод річного паралакса. Розташування тіл в межах Сонячної системи вимірюють щодо далеких зірок. А визначення відстані до цих самих зірок відбувається за допомогою порівняння їх з іншими галактиками.
Методика вимірювання відстані залишається колишньою – необхідно переміститися з однієї точки земної поверхні в іншу, щоб дізнатися кутове переміщення зірки. Однак розміри Землі занадто маленькі щодо зірок.
Цікаво: Сузір’я Велика Ведмедиця, скільки зірок, їх назви, легенда, як виглядає, схема, фото і відео
Для зручності і більш точних вимірювань спостерігач залишається в одній і тій же точці, але виміри робляться з проміжком на пів року. За 6 місяців Земля, звертаючись навколо Сонця, перейде в протилежну точку орбіти, а дослідник отримає максимальну відстань між двома точками. Чим меншим виявиться паралакс, тим більше парсеків до зірки.
Виміряти відстань до тіл за межами Чумацького Шляху можна лише приблизно. Вчені орієнтуються на яскравість зірок-цефеїд, спалахи наднових і порівнюють їх з іншими вже відомими об’єктами. А відстань до далеких галактик, де не видно зірки, визначається шляхом спостережень за зміщенням ліній в їх спектрах.
Цікавий факт: Полярна зірка є типовою цефеїдою, які відомі змінністю – здатні змінювати яскравість. Однак останнім часом Полярна зірка відрізняється стабільним світінням. Відстань до неї від Землі – 137 парсек.
Вимірювання відстаней до зірок і галактик має певну послідовність. Для близько розташованих об’єктів використовують методи радіолокації і паралакса. Для далеких – оцінюють світіння і зміна спектра тіл.
