Vi vet att den närmaste stjärnan till jorden är solen. Om vi pratar om föremål utanför solsystemet, är det i första hand nära stjärnorna Proxima Centauri och Alpha Centauri-systemet. Men hur vet vi det här?
De första människorna var inte särskilt intresserade av stjärnorna, eftersom de ansåg yttre rymden som en statisk kupol, där himmelska kroppar är fast fastsatta ovanför jorden. Men då antydde de gamla vise männen att världen är mycket mer komplicerad än det verkade ursprungligen.
Till exempel astronomen från antika Grekland Aristarchus of Samos i III århundradet f.Kr. e. Jag försökte bestämma solens avstånd. Han ansåg att stjärnan borde vara 20 gånger längre från månen (den nuvarande siffran är 20 gånger mer). Mer moderna figurer tillhandahölls av astronomen Jacques Dominique Cassini år 1672, med hjälp av ögonblicket i Mars (140 miljoner km).
Visualisering av parallaxmetoden
Under lång tid hade forskare att använda Venus för att förstå solsystemets parametrar. Således uppstod stora internationella projekt, där forskare från hela världen kombinerade observationer och avledda avstånd till rymdobjekt. Men hur mäter forskare dessa avstånd?
Den enklaste och första metoden var parallax (triangulering). Du kanske inte vet om det, men du observerar ständigt effekten i det vanliga livet. Kom ihåg hur du gick i bilen, tåg eller minibuss. Du kanske har märkt hur snabbt de närliggande föremålen (som inlägg och personer) blinkar mot bakgrunden av mer avlägsna föremål (berg, moln, etc.). Slutsatsen är enkel: parallaxförskjutningen för nära objekt är mycket mer betydelsefull och anmärkningsvärd.
Parallax effekt
Parallax beräknas som en ekvation. Du behöver en bas (mätning av två vinklar och ett avstånd) och kunskap om trigonometri för att beräkna längden på en av benen i en rätt triangel. Ju längre basen desto viktigare blir parallactiska förskjutningar och vinklar.
När man flyttar från ena änden av basen till den andra ändras den synliga riktningen till en punkt. Skiftet av ett objekt mot bakgrunden av avlägsna himmelska kroppar kallas en parallaxskift. Vad ska jordobservatören ta som bas? Detta är diametern på jordens bana runt solen.
Det svåraste var att applicera parallax till mer avlägsna stjärnor. Genombrottet hände bara under XIX-talet, då de goniometriska enheterna blev ganska korrekta. Luck log på Vasily Struve, som i 1837 publicerade först värdet av parallaxen i Vega-stjärnan - 0,12 vinkel sekunder. Ytterligare observationer från Friedrich Bessel följde för 61 Cygnus-stjärnan - 0,3 ".
Avstånden i parallaxmetoden för andra stjärnor började mätas i parsecs (1 parsecs = 3,26 ljusår). Det här är utgångspunkten för referensen, där exakt från detta avstånd ses raden av omloppet på vår planet i en vinkel på 1 sekund. Om du vill beräkna avståndet till stjärnan i parsecsna, använd sedan en enkel formel där 1 delas av stjärnparallaxen i sekunder.
Metoden fungerar bra om du mäter avstånd som inte överstiger 100 parsecs (parallaxmetoden kolliderar med en barriär i form av jordens atmosfär). Men universum är oändligt. Hur ser man mer avlägsna föremål? Fotometriska metoder som framkom med utvecklingen av fotografering och variabla stjärnor (cepheids) hjälper här. Den första som lyckades var astronom Henriette Levitt. Hon studerade stjärnskenet på fotometriska plattor med Cepheids på territoriet av det lilla magellanska molnet. Hon lyckades förstå att med stjärnans ljusstyrka ökar och ljusstyrkets oscillationsperiod.
Tack vare Cepheids ljusstyrka och synlighet kan objekt nära dem spåras. Om vi minns sambandet mellan periodicitet och ljusstyrka, får vi i form av Cepness ett användbart verktyg för att beräkna vågorna i universum.
Men det är svårt att mäta avståndet till närmaste Cepheid, eftersom det är avlägset för 130 parsek. Därför kom ett "trappavstånd" -schema fram, där dispergerade stjärnkluster blev ett mellanstadium där stellära föremål kännetecknas av en total bildtid. Att upprätta en graf med en indikator på temperatur och ljusstyrka ledde till avledning av huvudsekvenslinjen. Alla stjärnor i klustret är avlägsna från jorden med nästan ett enda avstånd, så deras tydliga briljans gjorde det möjligt att beräkna måttet av ljusstyrka.
Det var nödvändigt att bestämma exakt avståndet till minst ett kluster för att göra en "passform av huvudsekvensen". Detta hjälpte Pleiaderna och Hyades. Därefter hade vi redan en trappa till närmaste Cepheids.
Pleiaderna är ett öppet kluster som kan rymma 3000 stjärnor och är 400 ljusår långt (120 parsek). Bland namnen är: Sju systrar, NGC 1432/35 och M45.
Noggrannheten i mätningen ökar om man observerar stjärnorna inte från jorden, men åtminstone i omlopp. Därför lanserades Hipparcos-satelliten 1989, med hjälp av vilken de kunde presentera en astronomisk katalog med 120 stjärnor med årliga parallaxer.
Om du vill gå ännu längre, kan du inte göra utan redshift. Framväxten av metoden beror på astronomen Vesto Slifer, som i studien av galaktiska spektra märkte att många linjer är rödskiftade i förhållande till observatören. Sedan tog Edwin Hubble över utvecklingen av temat, som härledde Hubble-konstanten och insåg att galaxerna avlägsnades (borttagningsgraden är proportionell mot avståndet till galaxen) och universum expanderar. I den moderna världen är det redshiftmetoden som gör det möjligt att bestämma avstånd till avlägsna galaxer. Låt oss inte glömma att nu har forskare mer avancerad observationsteknik och satelliter i omlopp, så avstånden till stjärnorna förfinas hela tiden. Exempelvis är det senaste Gaia-uppdraget att noggrant mäta parallax, inneboende och radiell hastighet för 1 miljarder stjärnor.
