Kust me teame kaugust tähtedest ja kuidas neid mõõdetakse

Kust me teame kaugust tähtedest ja kuidas neid mõõdetakse

Me teame, et Maa lähim täht on Päike. Kui me räägime objektidest väljaspool päikesesüsteemi, siis kõigepealt on tähtede läheduses Proxima Centauri ja Alpha Centauri süsteem. Aga kuidas me seda teame?

Esimesed inimesed ei olnud tähtedest eriti huvitatud, kuna nad pidasid kosmoset staatiliseks kupliks, kus taevakehad on maa peal kindlalt kinnitatud. Aga siis arvasid vanad tarkad, et maailm on palju keerulisem kui esialgu tundus.

Näiteks astronoom iidse Kreeka Aristarhose Samosest III sajandil eKr. er Üritasin kindlaks teha päikese kaugust. Ta leidis, et täht peaks paiknema 20 korda kaugemal kuust (praegune näitaja on 20 korda rohkem). 1672. aastal andis astronoom Jacques Dominique Cassini rohkem kaasaegseid näitajaid, kasutades Marsi vastasseisu hetke (140 miljonit km).

Kust me teame kaugust tähtedest ja kuidas neid mõõdetakse

Parallaksi meetodi visualiseerimine

Pikka aega pidid teadlased päikesesüsteemi parameetrite mõistmiseks kasutama Veenuse liikumist. Seega tekkisid suured rahvusvahelised projektid, kus teadlased kogu maailmast ühendasid vaatlusi ja tuletatud kaugusi kosmosesobjektidega. Aga kuidas uurivad teadlased neid vahemaid?

Kõige lihtsam ja esimene meetod oli parallaks (triangulatsioon). Te ei pruugi sellest teada, kuid te jälgite pidevalt tavalise elu mõju. Pea meeles, kuidas sa autos, rongis või väikebussis käisid. Võib-olla olete märganud, kui kiiresti lähevad objektid (nagu postitused ja inimesed) kaugemate objektide (mäed, pilved jne) taustal vilguvad. Järeldus on lihtne: parallaksi nihutamine lähedaste objektide jaoks on palju olulisem ja märkimisväärne.

Kust me teame kaugust tähtedest ja kuidas neid mõõdetakse

Parallaksi efekt

Parallaks arvutatakse võrrandina. Teil on vaja baasi (kahe nurga ja ühe kauguse mõõtmine) ja teadmisi trigonomeetriast, et arvutada ühe jala pikkus paremas kolmnurgas. Mida pikem on alus, seda olulisemad on parallaktilised nihked ja nurgad.

Aluse ühest otsast teise liikudes muutub nähtav suund punktiks. Objekti nihkumist kaugete taevakehade taustale nimetatakse parallaksimuutuseks. Milline on maa vaatleja alusena? See on maa orbiidi päikese ümber läbimõõt.

Kõige raskem oli rakendada parallaksi kaugematele tähedele. Läbimurre juhtus alles XIX sajandil, mil goniomeetrilised seadmed muutusid üsna täpseks. Õnne naeratas Vassili Struvele, kes 1837. aastal avaldas Vega-tähe parallaksi väärtuse - 0,12 nurk sekundit. Friedrich Besseli täiendavad tähelepanekud järgnesid 61 Cygnuse tähele - 0,3 ''.

Parallaksi meetodi kaugusi teiste tähtede puhul hakati mõõtma parsekites (1 parsek = 3,26 kerge aastat). See on lähtepunkt, kus täpselt sellest kaugusest vaadatakse meie planeedi orbiidi raadius 1-sekundilise nurga all. Kui soovid arvutada parsekide tähe kaugus tähte, siis kasutage lihtsat valemit, milles 1 jagatakse tähtparallaks sekunditega.

Meetod toimib hästi, kui mõõdate kaugusi mitte rohkem kui 100 parsekit (parallaksi meetod põrkub maa atmosfääri kujulise barjääriga). Kuid universum on lõpmatu. Kuidas näha kaugemaid objekte? Fotomeetrilised meetodid, mis ilmnesid fotograafia ja muutuvate tähtede (cepheids) arendamisega, aitavad siin. Esimene õnnestus astronoom Henriette Levitt. Ta õppis tähe sära fotomeetrilistel plaatidel, kasutades väikese Magellani pilve territooriumil Cepheide. Tal õnnestus mõista, et tähe heleduse ja heleduse võnkumise perioodiga.

Kust me teame kaugust tähtedest ja kuidas neid mõõdetakse

Kefeidide heleduse ja nähtavuse tõttu on nende läheduses olevad objektid jälgitavad. Kui me tuletame meelde seost perioodilisuse ja heleduse vahel, siis saame Cepheidide vormis kasuliku tööriista Universumi skaalade arvutamiseks.

Kuid lähima Cepheidi kaugust on raske mõõta, kuna see on kaugel 130 parseki puhul. Seetõttu tekkis „treppide vahemaa” skeem, kus hajutatud tähe klastrid muutusid vahepealseks etapiks, kus tähtkuju iseloomustab kogu moodustumise aeg. Temperatuuri ja heleduse indikaatoriga graafiku koostamine tõi kaasa põhijärjestuse rea. Kõik klastris olevad tähed on Maast kaugel peaaegu ühe vahemaa kaugusel, mistõttu nende nähtav sära võimaldas heleduse mõõtmist arvutada.

Selleks, et teha põhijärjestuse sobivus, oli vaja kindlaks määrata täpne kaugus vähemalt ühest klastrist. See aitas Pleiadidel ja Hyadesidel. Pärast seda oli meil lähimatesse Cepheididesse juba trepp.

Kust me teame kaugust tähtedest ja kuidas neid mõõdetakse

Pleiadid on avatud klaster, mis mahutab 3000 tähte ja on 400 valgusaasta kaugusel (120 parsekit). Nimed on: seitse õde, NGC 1432/35 ja M45.

Mõõtmise täpsus suureneb, kui täheldate tähti mitte Maa peal, vaid vähemalt orbiidil. Seetõttu käivitati 1989. aastal Hipparcose satelliit, mille abil said nad esitleda astronoomilist kataloogi 120 tähte koos iga-aastaste parallaksidega.

Kui soovite minna veelgi kaugemale, ei saa te ilma punase nihketa. Selle meetodi tekkimine on tingitud astronoomist Vesto Sliferist, kes märkis galaktiliste spektrite uurimisel, et paljud jooned on vaatleja suhtes punased. Siis võttis Edwin Hubble üle teema arendamise, kes sai Hubble'i konstantseks ja mõistis, et galaktikad eemaldatakse (eemaldamise määr on proportsionaalne kaugusega galaktikast) ja Universum laieneb. Kaasaegses maailmas võimaldab punaseks muutmise meetod määrata kaugused kaugetesse galaktikatesse. Loomulikult ei tohi unustada, et nüüd on teadlastel orbiidil rohkem arenenud vaatlustehnoloogiaid ja satelliite, nii et raadiuses täheldatavaid kaugusi rafineeritakse kogu aeg. Näiteks viimane Gaia missioon on täpselt mõõta 1 miljardi tähe parallaksi, sisemist ja radiaalset kiirust.

Kommentaarid (0)
Otsing