Измерение расстояния в космосе

Размещено на http://www.allbest.ru/

Бюджетное профессиональное образовательное учреждение Вологодской области «Вологодский индустриально-транспортный техникум»

Индивидуальный проект

на тему:

«Измерение расстояния в космосе»

Иванов Артём

2019

ПАСПОРТ ПРОЕКТА

Содержание

Введение

1. Определение расстояний до космических объектов

2. Определение расстояний до планет

3. Определение расстояний до ближайших звезд

3.1 Метод параллакса

4. Фотометрический метод определения расстояний

5. Определение расстояния по относительным скоростям

6. Цефеиды

Заключение

Список литературы и интернет источники

Введение

Наши знания о Вселенной тесно связаны со способностью человека определять расстояния в пространстве. С незапамятных времен вопрос «как далеко?» играл первостепенную роль для астронома в его попытках познать свойства Вселенной, в которой он живет. Но как бы ни было велико стремление человека к познанию, оно не могло быть осуществлено до тех пор, пока в распоряжении людей не оказались высокочувствительные и совершенные инструменты. Таким образом, хотя на протяжении веков представления о физическом мире непрерывно развивались, завесы, скрывавшие верстовые столбы пространства, оставались нетронутыми. Во все века философы и астрономы размышляли о космических расстояниях и усердно искали способы их измерения. Но все было напрасно, так как необходимые для этого инструменты не могли быть изготовлены. И, наконец, после того как телескопы уже в течение многих лет использовались астрономами и первые гении посвятили свой талант изучению богатств, добытых этими телескопами, настало время союза точной механики и совершенной оптики, который позволил создать инструмент, способный разрешить проблему расстояний. Барьеры были устранены, и многие астрономы объединили свои знания, мастерство и интуицию с целью определить те колоссальные расстояния, которые отделяют от нас звездные миры. космический фотометрический расстояние радиолокация

В 1838 году три астронома (в разных частях света) успешно измерили расстояния до некоторых звезд. Фридрих Вильгельм Бессель в Германии определил расстояние до звезды Лебедь 61. Выдающийся русский астроном Василий Струве установил расстояние до звезды Веги. На мысе Доброй Надежды в Южной Африке Томас Гендерсон измерил расстояние до ближайшей к Солнцу звезды - альфа Центавра. Во всех названных случаях астрономы измеряли невообразимо малое угловое расстояние, чтобы определить так называемый параллакс. Их успех был обусловлен тем, что звезды, до которых они измеряли расстояния, находились относительно близко к Земле.

1. Определение расстояний до космических объектов

В астрономии нет единого универсального способа определения расстояний. По мере перехода от близких небесных тел к более далеким одни методы определения расстояний сменяют другие, служащие, как правило, основой для последующих. Точность оценки расстояний ограничивается либо точностью самого грубого из методов, либо точностью измерения астрономической единицы длины (а. е.), величина которой по радиолокационным измерениям известна со среднеквадратичной погрешностью 0,9 км.и равна 149597867,9 ± 0,9 км. С учетом различных изменений а. е. Международный астрономический союз принял в 1976 году значение 1 а. е. = 149597870 ± 2 км.

2. Определение расстояний до планет

Среднее расстояние r планеты от Солнца (в долях а. е.) находят по периоду ее обращения Т :где r выражено в а. е., а Т - в земных годах. Массой планеты m по сравнению с массой солнца mc можно пренебречь. Формула следует из третьего закона Кеплера (квадраты периодов обращения планет вокруг Солнца относятся как кубы их средних расстояний от Солнца).Расстояния до Луны и планет с высокой точностью определены также методами радиолокации планет.

3. Определение расстояний до ближайших звезд

3.1 Метод параллакса

Вследствие годичного движения Земли по орбите близкие звезды немного перемещаются относительно далеких «неподвижных» звезд. За год такая звезда описывает на небесной сфере малый эллипс, размеры которого тем меньше, чем звезда дальше. В угловой мере большая полуось этого эллипса приблизительно равна величине максимального угла, под каким со звезды видна 1 а. е. (большая полуось земной орбиты), перпендикулярная направлению на звезду. Этот угол (p), называемый годичным или тригонометрическим параллаксом звезды, равный половине ее видимого смещения за год, служит для измерения расстояния до нее на основе тригонометрических соотношений между сторонами и углами треугольника ЗСА, в котором известен угол p и базис - большая полуось земной орбиты.

Расстояние r до звезды, определяемое по величине ее тригонометрического параллакса p, равно:r = 206265''/p (а. е.),где параллакс p выражен в угловых секундах.

Определение расстояния до звезды методом параллакса (А - звезда, З - Земля, С - Солнце).

Для удобства определения расстояний до звезд с помощью параллаксов в астрономии применяют специальную единицу длины - парсек (пс). Звезда, находящаяся на расстоянии 1 пс, имеет параллакс, равный 1''. Согласно вышеназванной формуле, 1 пс = 206265 а. е. = 3,086·1018 см.

Наряду с парсеком применяется еще одна специальная единица расстояний - световой год (т. е. расстояние, которое свет проходит за 1 год), он равен 0,307 пс, или 9,46·1017 см.

Ближайшая к Солнечной системе звезда - красный карлик 12-й звездной величины Проксима Центавра - имеет параллакс 0,762, т. е. расстояние до нее равно 1,31 пс (4,3 световых года).

Нижний предел измерения тригонометрических параллаксов ~0,01'', поэтому с их помощью можно измерять расстояния, не превышающие 100 пс с относительной погрешностью 50%. (При расстояниях до 20 пс относительная погрешность не превышает 10%.) Этим методом до настоящего времени определены расстояния до около 6000 звезд.

Расстояния до более далеких звезд в астрономии определяют в основном фотометрическим методом.

4. Фотометрический метод определения расстояний

Освещенности, создаваемые одинаковыми по мощности источниками света, обратно пропорциональны квадратам расстояний до них. Следовательно, видимый блеск одинаковых светил (т. е. освещенность, создаваемая у Земли на единичной площадке, перпендикулярной лучам света) может служить мерой расстояния до них. Выражение освещенностей в звездных величинах (m - видимая звездная величина, М - абсолютная звездная величина) приводит к следующей основной формуле фотометрических расстояний r фlgr _ф = 0,2 (m - M ) + 1.

При определении r _ф по вышеназванной формуле погрешность составляет ~30%.

Для светил, у которых известны тригонометрические параллаксы, можно, определив М по этой же формуле, сопоставить физические свойства с абсолютными звездными величинами. Это сопоставление показало, что абсолютные звездные величины многих классов светил (звезд, галактик и др.) можно оценивать по ряду их физических свойств.

Зная расстояния до некоторого числа звезд, вычисленные методом параллакса, можно было вычислить светимости и сопоставить их со спектром тех же звезд, (см. рис. 2). Из диаграммы видно, что каждому определенному подклассу звезд (например A) соответствует определенная светимость, таким образом, достаточно точно определить спектральный класс и можно выяснить ее светимость, а следовательно, и расстояние.

Иногда определенному классу соответствует другая светимость, но в этом случае и спектр у них несколько другой. Спектры карликов и гигантов различаются интенсивностью определенных линий или их пар, причем это отличие можно выяснить, исследуя близко находящиеся звезды. Это отличие связано с тем, что атмосферы гигантов обширнее и разреженнее. Точность определения расстояния таким способом составляет ~20%.

5. Определение расстояния по относительным скоростям

Косвенным показателем расстояния до звезд являются их относительные скорости: как правило, чем ближе звезда, тем больше смещается она по небесной сфере. Определить таким способом расстояние, конечно нельзя, но этот способ дает возможность “вылавливать” близкие звезды.

Также существует другой метод определения расстояний по скоростям, применимый для звездных скоплений. Он основан на том, что все звезды, принадлежащие одному скоплению, движутся в одном и том же направлении по параллельным траекториям. Измерив лучевую скорость звезд с помощью эффекта Доплера, а также скорость, с которой эти звезды смещаются относительно очень удаленных, то есть условно неподвижных звезд, можно определить расстояние до интересующего нас скопления.

6. Цефеиды

Важный метод определения фотометрических расстояний в Галактике и до соседних звездных систем - галактик - основан на характерном свойстве переменных звезд - цефеид.

Первой из обнаруженных цефеид была d Цефея, которая меняла свой блеск с амплитудой 1, температуру (на 800K), размер и спектральный класс. Цефеиды - это неустойчивые звезды спектральных классов от F6 до G8, которые пульсируют в результате нарушения равновесия между силой тяжести и внутренним давлением, причем кривая изменения их параметров напоминает гармонический закон. С течением времени колебания ослабевают и затухают; к настоящему моменту было обнаружено постепенное прекращение переменности у звезды RU Жирафа, обнаруженной в 1899 году. К 1966 году ее переменность полностью прекратилась. Периоды различных цефеид от 1,5 часов до 45 суток. Все цефеиды - гиганты большой светимости, причем светимость строго зависит от периода по формуле:M = - 0,35 - 2,08 lg T .

Так как, в отличие от вышеприведенной диаграммы Герцшпрунга - Ресселла (см. рис. 2) зависимость четкая, то и расстояния можно определять более точно. Для долгопериодичных цефеид (периоды колебаний от 1 до 146 суток), относящихся к звездному населению I типа (плоской составляющей Галактики), установлена важная зависимость период - светимость, согласно которой, чем короче период колебаний блеска, тем цефеида слабее по абсолютной величине. Зная из наблюдений период T , можно найди абсолютную звездную величину M , а, зная абсолютную звездную величину и найдя из наблюдений видимую звездную величину m , можно найти расстояние. Такой метод нахождения расстояний применяется не только для определения расстояния до самих цефеид, но и для определения расстояний до далеких галактик, в составе которых удалось обнаружить цефеиды (это сделать не очень трудно, так как цефеиды обладают достаточно большой светимостью).

Заключение

Таким образом, не секрет, что определение расстояний в астрономии - довольно сложная процедура. Очевидным способом является измерение так называемой звездной величины, то есть видимой светимости объекта. Если знать его абсолютную звездную величину, то можно определить расстояние, поскольку интенсивность излучения ослабевает пропорционально квадрату расстояния. Сейчас в астрономии в основном используются два метода - так называемые «стандартные свечи». Первый - это цефеиды, переменные звезды, абсолютная звездная величина которых с достаточной точностью определяется периодом пульсации; второй - сверхновые типа Ia, мощнейшие взрывы белых карликов в двойных системах (при достижении ими предела Чандрасекара). Однако стоит отметить, что относительно небольшая (в космических масштабах) светимость как цефеид, так и сверхновых не позволяет измерять расстояния до сильно удаленных во Вселенной объектов.

В рамках своего нового исследования ученые из Дании и Австралии предложили третий метод, который подразумевает определение расстояний по активным ядрам галактик. В центре таких ядер находятся сверхмассивные черные дыры, которые активно поглощают материю и являются интенсивными источниками излучения, исходящего в виде джетов. Когда это излучение доходит до окружающего черную дыру газового облака, оно ионизует газ, и облако само начинает светиться. Фотоны с высокой энергией возбуждают облака газа, окружающие дыру, которые, «успокаиваясь», сами испускают свечение, называемое эмиссионным.

По мнению авторов проекта, явление реверберации - процесса, связанного с постепенным уменьшением интенсивности сигнала - при его отражении позволит измерить по спектру излучения временную задержку между исходным излучением малой окрестности дыры и вторичным от газового облака. Это, в свою очередь, поможет определить диаметр облака, который тесно связан с истинной светимостью центральной части, а узнав диаметр, можно определить расстояние до галактического ядра.

Разработчики нового метода надеются, что после тестовых проверок он будет взят на вооружение астрономами. Дело в том, что метод позволяет определять точное расстояние в космосе до сильно удаленных объектов.

Список литературы и интернет - источников

1. Сюняев Р. А. Физика космоса, 2-е изд. Москва, изд. «Советская энциклопедия», 1986 г.

2. Волынский Б. А. Астрономия. Москва, изд. «Просвещение», 1971 г.

3. Агекян Т. А. Звезды, галактики, Метагалактика. Москва, изд. «Наука», 1970 г.

4.http://mirznanii.com/a/160-2/opredelenie-rasstoyaniy-do-zvezd-i-planet

5. http://n4a.ru/v-kakih-edinitsah-izmeryaetsya-rasstoyanie-v-kosmose/

6. http://v2.godsterz.com/topic/расстояние-до-звезд-во-вселенной

7. https://www.moscatalogue.net/video/x3xCRUa85QM.html

Размещено на Allbest.ru