15.3. МЕТОДЫ ИЗМЕРЕНИЯ РАССТОЯНИЙ

В качестве единицы расстояния в астрономии принят парсек (сокращенно Это единица системы СИ и мы будем пользоваться ею постоянно. Это расстояние, с которого большая полуось земной орбиты, т. е. астрономическая единица равная видна под углом Ясно, что за три месяца видимое положение звезды, находящейся на таком расстоянии, сдвинется по небесной сфере относительно очень далеких объектов на (рис. 15.1). светового года. Практически всегда можно считать Примерно на таком расстоянии находятся ближайшие звезды, т. е. они в раз дальше от Земли, чем Солнце. В радиусе от Солнца в каталогах насчитывается около 100 звезд. Расстояния до них измерены с наилучшей возможной в астрономии точностью, однако использованный для этого метод тригонометрических параллаксов применим только до расстояний около

Для определения ббльших расстояний необходимы другие методы. Мы не будем описывать их подробно, достаточно сказать, что все основные методы заключаются в измерении углового смещения а затем независимо определяется физический размер Тогда можно найти расстояние: Если измеряются скорость изменения угла и соответствующая физическая скорость то находится из соотношения В учебниках описано, как это осуществляется на практике. Можно упомянуть метод, заключающийся в определении видимой скорости движения звезд рассеянного скопления к радианту (метод движущегося скопления), метод вековых параллаксов, метод статистических параллаксов и метод Бааде — Весселинка. Все они позволяют определить расстояния до относительно близких звезд и групп звезд. Особенно важно определение

Рис. 15.1. Метод тригонометрических параллаксов для измерения расстояний до ближайших звезд.

расстояний до звездных скоплений, так как можно с уверенностью считать, что все звезды в скоплении находятся примерно на одинаковом расстоянии от нас, поэтому, надежно оценив расстояние до некоторых из них, мы получаем расстояния до всех звезд в скоплении. Знание расстояний до скоплений исключительно важно, поскольку это позволяет определять параметры большого числа звезд различных типов. Произведя калибровку, можно использовать их в качестве индикаторов расстояний до звезд таких же типов, находящихся значительно дальше. Очень существенно, чтобы используемые таким образом звезды обладали легко различимыми особенностями. Хорошим примером являются переменные звезды цефеиды. У этих пульсирующих звезд с характерной кривой блеска (т. е. зависимостью звездной величины от фазы) еще в первые десятилетия нашего века была обнаружена связь между светимостью (или абсолютной звездной величиной) и периодом пульсаций звезды. Поэтому, измеряя период далекой цефеиды, мы узнаем ее светимость, а затем, зная поток излучения от нее, с помощью закона обратной пропорциональности квадрату расстояния можно найти расстояние:

Цефеиды особенно важны как индикаторы расстояний, поскольку обладают очень высокой светимостью, благодаря чему их можно наблюдать вплоть до расстояний

Можно продлить шкалу расстояний гораздо дальше, если найти другие яркие объекты со стандартными свойствами, которые можно было бы использовать в качестве индикаторов расстояний. Хорошим примером являются спиральные галактики с хорошо выраженными «массивными» спиральными рукавами. Оказывается, их светимости более или менее одинаковы. Следовательно, обнаружив на большом расстоянии спиральные галактики с «массивными» спиральными рукавами, мы можем оценить их абсолютные звездные величины и по видимой звездной величине с помощью уравнения (15.1) вычислить расстояния до них. Наконец, в самых больших масштабах для определения относительного положения объектов в пространстве можно использовать непосредственно расширение Вселенной (разд. 15.5).

Измерения абсолютных расстояний до удаленных объектов очень трудны. Все описанные выше методы требуют калибровки одних индикаторов

расстояний по другим, причем ошибки, возникающие на каждом шаге, складываются. Для подробного изучения внутреннего строения и атмосфер звезд необходимо достаточно точно знать абсолютные расстояния до них. Оценка возраста Вселенной по наблюдаемой динамике ее расширения также требует надежной шкалы внегалактических расстояний. Для наших целей очень высокая точность в оценке расстояний не нужна. Следует осознать, что точность определения расстояний до наиболее удаленных объектов во Вселенной зависит от точности, с которой измерено расстояние до Гиад — ближайшего к нам звездного скопления. Именно это расстояние лежит в основе всей шкалы астрономических расстояний.