- •Глава 3. Звёзды и звёздные системы
- •3.1. Основные астрофизические характеристики звёзд
- •Звёздная величина
- •Расстояния до звезд
- •Некоторые расстояния в парсеках
- •Светимость
- •Цвет и температура
- •Размеры звезд
- •Масса звезды
- •Спектральная классификация звезд
- •Эффективная температура звезд
- •Диаграмма Герцшпрунга-Рассела
Расстояния до звезд
Расстояние до далёкого предмета можно определить, не добираясь до него физически. Нужно измерить направления на этот предмет с двух концов известного отрезка (базиса), а затем рассчитать размеры треугольника, образованного концами отрезка и удалённым предметом. Это можно сделать, потому что в треугольнике известна одна сторона (базис) и два прилежащих утла. Чем больше базис, тем точнее результат измерения. Расстояния до звёзд столь велики, что длина базиса должна превосходить размеры земного шара, иначе ошибка измерения будет больше измеряемой величины.
К счастью, наблюдатель вместе с нашей планетой путешествует в течение года вокруг Солнца, и если он произведет два наблюдения одной и той же звезды с интервалом в несколько месяцев, то окажется, что он рассматривает ее с разных точек земной орбиты, а это уже порядочный базис. Направление на звезду изменится: она немного сместиться на фоне более далеких звезд и галактик. Это смещение называется параллактическим, а угол, на который сместилась звезда на небесной сфере – параллаксом.
Параллакс (греч. παραλλάξ, от παραλλαγή, «смена, чередование») – изменение видимого положения объекта относительно удалённого фона в зависимости от положения наблюдателя.
Суточный параллакс (геоцентрический параллакс) – разница в направлениях на одно и то же светило из центра масс Земли (геоцентрическое направление) и из заданной точки на поверхности Земли (топоцентрическое направление).
Суточный параллакс планет довольно мал, но тем не менее был единственным способом измерения абсолютных расстояний в Солнечной системе до появления радиолокации: наиболее удобными для этого были прохождения Венеры по диску Солнца и близко подходящие к Земле астероиды (относительные же расстояния легко определяются на основе законов Кеплера, так что достаточно абсолютного измерения какого-то одного расстояния, чтобы определить все).
Годичный параллакс – угол, под которым со звезды видна большая полуось земной орбиты, перпендикулярная направлению на звезду.
Годичные параллаксы являются показателями расстояний до звёзд. Расстояние, годичный параллакс которого равен 1 угловой секунде, называется парсек/
Парсек (русское сокращение: пк; международное сокращение: pc) – распространённая в астрономии внесистемная единица измерения расстояния. Название происходит от параллакс угловой секунды и обозначает расстояние до объекта, годичный тригонометрический параллакс которого равен одной угловой секунде.
Согласно другому эквивалентному определению, парсек – это такое расстояние, с которого средний радиус земной орбиты (равный 1 а. е.), перпендикулярный лучу зрения, виден под углом в одну угловую секунду (1″).
1 пк = а. е. ≈ 206 265 а. е. = 3,08568×1016 м = 3,2616 световых лет.
Используются также кратные единицы: килопарсек, мегапарсек, гигапарсек.
Некоторые расстояния в парсеках
1 парсек = 3,262 светового года.
1 астрономическая единица (а. е.) составляет 4,85×10−6 парсека;
Диаметр облака Оорта около 0,62 пк;
Расстояние от Солнца до ближайшей звезды (Проксима Центавра) составляет примерно 1,3 парсека;
Расстояние от Солнца до центра нашей Галактики – около 8 кпк;
Диаметр нашей Галактики приблизительно 30 кпк;
Расстояние до туманности Андромеды – 0,77 Мпк;
Ближайшее крупное скопление галактик, скопление Девы, находится на расстоянии 18 Мпк;
До горизонта наблюдаемой Вселенной – около 4 Гпк.
Вековым параллаксом обычно называется изменение видимого положения объекта на небесной сфере в результате комбинаций собственных движений этого объекта и Солнечной системы в галактике.
Сейчас методом параллакса определены расстояния до многих тысяч звёзд. К сожалению, лишь для ближайших соседей это удаётся сделать с большой точностью. Однако существует ряд методов, с помощью которых расстояние до звезды можно получить косвенным путём, используя различные астрофизические или статистические соотношения.