Астрономия

Угол параллакса звезды определяется как половина ее максимального смещения. Расстояние до звезды с углом параллакса в 1 угловую секунду составляет 1 парсек. Это расстояние равно 3,26 светового года. Поскольку угол параллакса равен углу между линиями от Солнца и Земли на данную звезду, можно доказать, что расстояние в парсеках до звезды равно:

1 / (угол параллакса в дуговых секундах)

При наблюдении через наземные телескопы звезд, расстояние до которых превышает 100 парсеков, методом параллакса пользоваться нельзя, поскольку атмосферная рефракция «смазывает» перемещение звезды примерно на 0,01 секунды дуги.

См. также статьи «Звездная величина», «Космический телескоп «Хаббл»».

ДИСТАНЦИОННЫЕ ИЗМЕРЕНИЯ 2: ЗА ПРЕДЕЛАМИ ПАРАЛЛАКСА

Блеск звезды, наблюдаемой с Земли, зависит от ее светимости и расстояния до нее. Абсолютную звездную величину можно вычислить на основании видимой звездной величины и расстояния до звезды. Эйнар Герцшпрунг в 1911 году и Генри Ресселл в 1913 году независимо друг от друга вычислили абсолютные звездные величины ряда звезд, находящихся в пределах 100 парсеков от Солнца, и нанесли их на график с осями координат (абсолютная звездная величина/температура), создав диаграмму, которая называется диаграммой Герцшпрунга — Ресселла. Герцшпрунг также осуществил первую оценку расстояния до переменной звезды из класса цефеид, которую он затем использовал для калибровки периодического отношения v, открытого в 1911 году Генриеттой Ливитт. Это важное отношение с тех пор использовалось для измерения расстояний и других галактик, в которых можно было различить отдельные цефеиды. Таким образом, цефеиды использовались в качестве указателей расстояний до других галактик для расстояний до 1 млн. парсеков.

Расстояния до галактик свыше 1 млн. парсеков определялись с помощью измерения красного смещения каждой галактики, затем расстояние до нее вычислялось на основании закона Хаббла. Этот закон, гласящий, что красное смещение галактики пропорционально расстоянию до нее, был открыт Эдвином Хабблом в 1929 году после того, как он измерил величину красного смещения в двух десятках галактик, расположенных в пределах 2 млн. парсеков от Млечного Пути. По его расчетам, расстояния до этих галактик находились за пределами метода сравнения блеска и наблюдаемого углового размера цефеид в этих галактиках со средним угловым размером и блеском цефеид в более крупных галактиках, находившихся на известном расстоянии.

Космический телескоп Хаббла использовался для наблюдения за цефеидами в галактиках, расположенных на расстоянии до 20 млн. парсеков. Эти измерения подтвердили достоверность закона Хаббла. В дальнейшем с помощью космического телескопа «Хаббл» были выполнены другие исследования по наблюдению сверхновых в отдаленных галактиках, подтвердившие действенность закона Хаббла на огромных расстояниях — до 1500 млн. парсеков.

См. также статьи «Цефеиды», «Закон Хаббла», «Звездная величина», «Красное смещение»

ЗАКОНЫ КЕПЛЕРА

Немецкий математик и астроном Иоганн Кеплер (1571–1630) жил в Праге в первые три десятилетия XVII века. Он измерил орбиты каждой планеты Солнечной системы и определил периоды их обращения вокруг Солнца. На основании своих измерений он сформулировал три закона, описывающих движения планет.

Первый закон Кеплера

Первый закон Кеплера гласит, что каждая планета движется по эллиптической орбите, в одном из фокусов которой находится Солнце.

Второй закон Кеплера

Второй закон Кеплера гласит, что скорость продвижения воображаемой линии, соединяющей центр планеты с центром Солнца, меняется обратно пропорционально квадрату расстояния от планеты до Солнца.[4]

Кеплер знал, что расстояние между Марсом и Солнцем в перигелии (кратчайшее расстояние) составляет 0,9×r_a, где r_a — расстояние в афелии (наибольшее расстояние). Он обнаружил, что видимое продвижение планеты в афелии составляет 0,81×r_n, где r_n — ее видимое продвижение в перигелии. Это взаимосвязь расшифровывалась как квадрат расстояния в перигелии к расстоянию в афелии (см. рисунок). Отсюда следует, что планета вблизи перигелия имеет скорость большую, чем вблизи афелия, то есть движение планеты неравномерно.

Третий закон Кеплера

Третий закон Кеплера гласит, что квадраты времен обращений планет вокруг Солнца относятся как кубы их средних расстояний от Солнца. Этот закон можно записать в виде уравнения, где период обращения (Т) исчисляется в годах, а средний радиус (а) — в астрономических единицах T2 = a³.

Законы Кеплера были доказаны математически Исааком Ньютоном с использованием общей теории тяготения. Доказательство можно привести в виде уравнения, где масса планеты выражается в дробной величине от массы Солнца:

масса×период² = средний радиус³.

См. также статьи «Ньютон», «Орбиты планет».