астрономія

Шкала міжзоряних відстаней

Відстані до найближчих зір

Докладніше: Паралакс

Внаслідок річного руху Землі орбітою навколо Сонця близькі зорі дещо зсуваються відносно далеких, фактично «нерухомих» зір. За рік близька зоря описує на небесній сфері малий еліпс, розмір якого тим менший, що далі зоря. У кутовій мірі, велика піввісь цього еліпса приблизно дорівнює величині максимального кута, під яким із зорі видно піввісь земної орбіти, перпендикулярну до напрямку на зорю. Цей кут (π) називають річним тригонометричним паралаксом зорі і застосовують для вимірювання відстані до неї на основі тригонометричних співвідношень між сторонами і кутами трикутника, в якому відомий кут π та основа — піввісь земної орбіти. Відстань до зорі, визначена за величиною її тригонометричного паралаксу π, дорівнює:

r = 206265/\pi \,

(а.о.) (1)

де π — паралакс (у кутових секундах).

В астрономії застосовують особливу одиницю виміру відстані до зір — парсек (пк). Зоря, яка перебуває на відстані 1 пк, має паралакс рівний 1". Відповідно, 1 пк = 206 265 а.о. = 30 трлн км.

Поряд із парсеком застосовується ще одна особлива одиниця виміру відстані — світловий рік. Він дорівнює відстані, яку світло долає протягом року, тобто 9,46×10¹²км, або 0,307 пк.

Найближчою до Сонця зіркою є Проксима Центавра — червоний карлик 11-ї зоряної величини. Вона має паралакс 0,77", тобто відстань до неї становить 1,3 пк^[4] (40 трлн км або 4,3 св.роки).

За методом тригонометричного паралаксу можна визначити лише відстані до найближчих зір. Зокрема, в астрометричному проекті Гіппаркос досягнуто точність виміру паралаксів близько однієї кутової мілісекунди, що дозволяє безпосередньо вимірювати відстані до зір, розташованих ближче 1000 парсек. Однак для більш віддалених об'єктів паралакс настільки малий, що перебуває в межах похибки його вимірювання. Для визначення відстані до них застосовують інші методи.

Фотометричний метод визначення відстані

Освітленість створювана однаковими за потужністю джерелами світла, обернено пропорційна квадратам відстані до них. Як результат, видимий блиск однакових світил (тобто освітленість, створювана на Землі в одиничній площадці, перпендикулярній променям світла) може слугувати мірою відстані до них. Вираз освітленості в зоряних величинах (m — видима, M — абсолютна зоряна величина) приводить до основної формули фотометричної відстані — r_ф(пк):

\text{lg} (r_\varphi) = 0,2(m - M)+ 1

(2)

Для світил, в яких відомі тригонометричні паралакси, можна визначити M, за цією ж формулою, зіставивши фізичні властивості з абсолютними зоряними величинами. Це зіставлення показало, що абсолютні зоряні величини багатьох класів світил (зір, галактик) можна оцінювати за низкою їх фізичних властивостей.

Основним способом оцінки абсолютної величин зір є спектральний: у спектрах зір однакового спектрального класу знайдено особливості, які вказують на їх абсолютні зоряні величини (найчастіше — підсилення ліній іонізованих атомів зі збільшенням світності зір). За такими ознаками зорі поділено на класи світності. За класами та підкласами, які оцінюються за їх спектрами, можна визначити абсолютну зоряну величину з похибкою до 0,5^m. Ця похибка відповідає відносній похибці 30 % при визначенні r_ф за формулою (2).

Метод визначення фотометричної відстані, заснований на властивостях цефеїд

Цефеїди — змінні зорі великої світності (гіганти та надгіганти). Вони належать до зоряного населення I типу (плоска складова Галактики). Для них встановлена важлива залежність період — світність (що довший період коливання блиску, то цефеїда яскравіша за абсолютною зоряною величиною), яка визначається формулою:

M_V = -3.88 - 2.87(\text{lg} P - 1)

^[5]

де:

M_V — абсолютна зоряна величина у жовтих (видимих) променях;
P — період зміни блиску.

Маючи зі спостережень період, можна знайти абсолютну зоряну величину М; знаючи останню й маючи зі спостережень видиму зоряну величину m за допомогою фотометричного методу можна знайти відстань до цефеїди.

Цей метод застосовується не лише для визначення відстані до самих цефеїд, а й до зоряних скупчень, галактик, у складі яких вдалося виявити цефеїди.

Метод запропоновано Ейнаром Герцшпрунгом на початку 20-го сторіччя, проте він і досі залишається одним з найважливіших засобів побудови шкали міжзоряних та міжгалактичних відстаней.

Одиниці виміру

Більшість зоряних характеристик здебільшого вимірюється в одиницях СІ, але також використовується і СГС (наприклад, світність вимірюється в ергах на секунду). Маса, світність і радіус зазвичай подаються у співвідношенні з Сонцем:

сонячна маса:	$M_\bigodot = 1.9891 \times 10^{30}$ кг
світність Сонця:	$L_\bigodot = 3.827 \times 10^{26}$ Вт
сонячний радіус:	$R_\bigodot = 6.960 \times 10^{8}$ м

Трохи більші розміри, такі як радіус гігантських зір або відстані у подвійних системах часто подають в астрономічних одиницях ( а. о. ≈ 150 млн км), що дорівнює середній відстані між Землею та Сонцем.