Как измеряются расстояния во Вселенной?

расстояния во Вселенной

Короткий ответ:
По-разному. И, как правило, довольно неточно.

Длинный ответ:
Расстояния во внутренней части Солнечной системы можно точно измерить с помощью радара. Эта технология довольно проста. Нужно послать короткий импульс радара в сторону другого небесного тела (спутника, планеты или астероида) и получить отраженный сигнал. Расстояние можно рассчитать по времени, прошедшему между передачей и приемом, поскольку известно, что импульс радара распространяется со скоростью света. Около 300 000 километров в секунду.

Расстояния до ближайших звезд измеряются с помощью классической тригонометрии. В определенный день года нужно как можно точнее измерить положение звезды на небе. А через полгода сделать это снова. Поскольку Земля вращается вокруг Солнца, вторая точка измерения будет находится на расстоянии 300 миллионов километров от первой точки измерения. В результате во время второго измерения звезда будет наблюдаться немного в другом направлении. Расстояние можно рассчитать по измеренной разнице положений (это всегда доля угловой секунды!). Этот метод называется методом параллакса. И он достаточно точен для измерения расстояний в несколько сотен световых лет.

Для более далеких звезд и скоплений используется косвенный метод. Изучается свет и состав звезды. Как можно тщательнее. Эта информация дает хорошее представление о типе объекта. И становится примерно понятно, сколько света он излучает. Сравнивая эту светимость с наблюдаемой яркостью звезды, можно рассчитать расстояние до нее. Но этот метод дает очень невысокую точность.

Определения расстояния до соседних галактик основаны на наблюдениях за так называемыми переменными цефеидами. Эти звезды регулярно меняют свою яркость совершенно особым образом. Обнаружено, что период изменения блеска цефеид зависит от их средней светимости. Яркие цефеиды изменяют свою светимость гораздо медленнее, чем слабые. Отдельные переменные цефеиды вполне могут быть идентифицированы в соседних галактиках. Измерив период изменения их светимости, можно узнать их среднюю яркость, а сравнив ее с воспринимаемой яркостью, можно рассчитать расстояние.

Для более далеких галактик используются так называемые «стандартные свечи». Это объекты (или явления), которые, как известно, всегда имеют (почти) одинаковую светимость. Хорошим примером такой «стандартной свечи» является сверхновая типа Ia. Это белый карлик, который становится тяжелее определенной критической массы (например, из-за переноса материала от компаньона), а затем катастрофически взрывается. Сверхновые типа Ia всегда имеют одинаковую собственную светимость. Поэтому, если такая сверхновая наблюдается в далекой галактике, все, что нужно сделать, это измерить видимую максимальную яркость взрыва. А затем рассчитать расстояние.

Но даже когда нет никаких доступных «стандартных свечей», расстояния до далеких галактик можно вычислить, определив так называемое красное смещение в собранном от них свете. Это красное смещение (свет достигает Земли с немного большей длиной волны и, следовательно, с чуть более красным цветом, чем тот, который был испущен) является результатом расширения Вселенной. Чем дольше световые волны проходят через расширяющееся пространство, тем сильнее они как бы растягиваются. Таким образом, красное смещение в спектре света галактики является прямой (хотя и не очень точной) мерой расстояния.

Живой Космос