Любой глупец может пытаться
защищать свои ошибки – большинство из них так и поступает... В.И. Вернадский
Одна из самых древних наук – астрономия – до последнего времени имела созерцательно
– рассудительный характер: наш кочевой предок по звёздам определял пути
стад и караванов. Для удобства общения он населил небо созвездиями, потом
обнаружил «блуждающие звёзды» – планеты, наконец попытался всё это систематизировать
и как-то обсчитать. Так и родилась астрономия, сохранившая исходный созерцательный
источник фактов. Для того, чтобы стать учёными астрономами, звездочёты
должны были научиться измерять расстояния между объектами наблюдения. Определение
расстояния в Космосе является неотъемлемой частью развития астрономии.
При этом точность измерения стоит в первых рядах. Именно потому, что результаты
этого созерцания допускают множество вариантов истолкования (включая представление
о плоской Земле, которое вдруг всплыло в 21-м веке) благоденствуют астрологи,
со своими гороскопами, составленными на самых современных компьютерах (кстати,
для гороскопов очень пригодятся квантовые компьютеры).
Расстояния в космосе
и способы их измерения
Астрономическая единица
(а.е.).
Исторически сложилось, что астрономической единицей стал радиус орбиты
Земли вокруг Солнца, точнее – среднее расстояние от нашей планеты до Солнца.
Такой метод измерения был наиболее подходящим для изучения структуры Солнечной
системы в XVII веке. Точное значение астрономической единицы 149 597 870
700 метров.
Световой год
В качестве несколько большей единицы измерения длины в астрономии принят
световой год. Он равен расстоянию, которое может пройти свет в вакууме
при нулевом влиянии на его траекторию гравитационных сил за один земной
юлианский год. Считается, что один световой год составляет около 9 460
730 472 580 км или 63 241 а.е.
Парсек
Наиболее практичной и удобной для астрономических вычислений является парсек.
При движении Земли по своей орбите вокруг Солнца угловое положение близких
к нам звёзд несколько меняется, тогда как дальние звёзды остаются на тех
же местах. Это угловое смещение называется параллаксом. Параллаксы звёзд
измеряется в угловых секундах (1 угловая секунда – это толщина человеческого
волоса 0,1 мм с расстояния в 20 м). Один парсек равен расстоянию до звезды,
параллакс которой равен 1-й угловой секунде. Отсюда и название «парсек»,
совмещённое из двух слов: «параллакс» и «секунда». Парсек равен 3,0856776·1016
метра или 3,2616 светового года.
1. Метод локации
Метод локации эффективен для измерения расстояний до объектов, расположенных
в пределах Солнечной системы. Суть в следующем: источник (радар, лазер)
излучает свет в сторону нужного космического объекта. На этом объекте,
к примеру, на Луне, установлены уголковые отражатели, благодаря которым
падающий луч света отражается точно в сторону источника излучения. Благодаря
этому способу человечество узнало удалённость Луны от Земли с погрешностью
до миллиметра.
В основе метода
лежит постулат о постоянстве скорости света в вакууме
2. Метод годичного параллакса
Основным методом измерения астрономических расстояний является метод параллакса.
Это чисто геометрический метод, центральная идея которого довольно проста.
Относительно близкая звезда, наблюдаемая из разных мест, видна под разными
углами. Параллакс представляет собой угол, вершиной которого является звезда
(не Солнце), опирающийся на радиус земной орбиты. Чем меньше угол, тем
дальше объект. Угол образован двумя прямыми. Первая прямая: отрезок между
наблюдаемой звездой и Солнцем. Вторая: отрезок между звездой и Землёй.
Получается треугольник, у которого третья сторона – радиус земной орбиты,
равный 1 а. е.
Расстояние от Земли до звезды
вычисляют по теореме синусов: стороны любого треугольника пропорциональны
синусам противолежащих углов.
По сути, для определения углов визирования нужной звезды достаточно годового
наблюдения, так как Земля совершает полный оборот за это время. Отсюда
и пошло название годичного параллакса. В общем, метод годичного параллакса
– обычная тригонометрия. Но и здесь есть ограничения. Дело в том, что даже
ближайшие звёзды расположены дальше 1 парсека, не говоря уж о более отдалённых.
К примеру, Проксима Центавра находится на расстоянии 1,3 парсека (параллакс
равен 0,75 угловой секунды).
В основе метода
лежит постулат о прямолинейности распространения света в вакууме
3. Метод стандартных свечей
Для определения расстояний до звёзд в других галактиках и расстояний до
самих этих галактик используется метод стандартных свечей, использующий
ослабление светового потока с расстоянием, обратно пропорциональном квадрату
пройденного расстояния. В качестве стандартных свечей в астрономии выступают
объекты, светимость которых известна. Для определения светимости астрономы
измеряют температуру поверхности, опираясь на частоту её электромагнитного
излучения. По температуре, позволяющей определить спектральный класс звезды,
выясняют её светимость при помощи диаграммы Герцшпрунга-Рассела. Затем,
имея значения светимости и измерив яркость звезды, можно посчитать расстояние
до неё. Такая стандартная свеча позволяет получить общее представление
о расстоянии до галактики, в которой она находится. Метод достаточно трудоёмкий
и не отличается высокой точностью. Поэтому астрономам удобнее использовать
в качестве стандартных свечей космические тела с уникальными особенностями,
для которых светимость известна изначально.
3.1 Метод звёздных маяков
Для удобства измерения выбирают звёзды цефеиды (иногда их называют звёздными
маяками). Цефеиды – переменные звёзды, в которых происходит изменение светимости
строго с определённым периодом. Период обычно составляет от 1 до 50 суток.
Светимость меняется из-за изменения размера цефеиды. В 20-м веке в Гарвардской
обсерватории была установлена связь между периодом изменения яркости цефеиды
и абсолютной звёздной величиной. Было также установлено, что абсолютная
звёздная величина соответствует видимой на расстоянии в 10 парсек. Звёздную
величину на таком расстоянии измеряли годичным параллаксом различных ближайших
переменных звёзд, калибруя таким образом абсолютную звёздную величину.
Зная период пульсаций цефеиды, определяют абсолютную звёздную величину,
и, сравнивая её с видимой, измеряют расстояние. Несмотря на то, что метод
цефеид является наиболее точным на расстояниях до 10 000 000 парсек, его
погрешность может достигать 30%. Причиной тому служит неточность зависимости
период – светимость.
3.2 Метод вспышек Сверхновых
Для ещё больших расстояний в качестве стандартных свечей применяют вспышки
сверхновых звёзд, которые рождаются в среднем 1 раз в 100 лет в галактике.
В настоящее время считается, что в Наблюдаемой Вселенной около 2 триллионов
галактик. Конечно, на самом деле их больше, но пока столько. Значит, теоретически,
каждую секунду вспыхивают 634 сверхновые звёзды. Взрыв сверхновой выделяет
энергию, сопоставимую с энергией жизненного цикла Солнца. Вспышки Сверхновых
– это подарок Вселенной для измерения расстояний.
В основе лежит
постулат об отсутствии взаимодействия света со средой.
4. Красное смещение
Э. Хабблу удалось установить закономерность: величина красного смещения
прямо пропорциональна расстоянию до галактики при допущении, что в космосе
электромагнитное излучение меняет свою частоту (длину волны) только за
счёт эффекта Доплера.
В основе также
лежит постулат об отсутствии взаимодействия света со средой. С помощью этих методов
установлены:
Расстояния в Солнечной
системе:
1 а.е. от Земли до Солнца = 500 св. секунд или 8,3 св. минуты;
30 а. е. от Солнца до Нептуна = 4,15 световых часа;
Расстояния в Млечном
Пути и за его пределами:
1,3 парсека (268144 а.е. или 4,24 св. года) от Солнца до Проксима Центавра
– ближайшей к нам звезды;
8 000 парсек (26 тыс. св. лет) – расстояние от Солнца до центра Млечного
Пути;
30 000 парсек (97 тыс. св. лет) – примерный диаметр Млечного Пути;
770 000 парсек (2,5 млн. св. лет) – расстояние до ближайшей большой галактики
– туманность Андромеды;
300 000 000 парсек (978,48 млн. св. лет) – масштабы, в которых Вселенная
практически однородна;
4 000 000 000 парсек (13,0464 млрд. св. лет ) – край наблюдаемой Вселенной.
Первые эксперименты
Таковы результаты наблюдательной (созерцательной) астрономии. С 1957 года
в астрономии началось время экспериментов: доставлен уголковый отражатель
на Луну, зонды посетили планеты Солнечной системы, добыты образцы внеземных
грунтов... Однако, самый существенный эксперимент – полёт «Вояджеров».
В результате их всё ещё продолжающегося полёта стало ясно, что по меньшей
мере межзвёздное пространство не пустой вакуум, а заполненная звёздными
и галактическими ветрами среда, способная образовывать ударные волны и
как-то влиять на электромагнитные поля, что гелиосфера совсем не сфера,
а, по крайней мере, сильно вытянутый эллипсоид, к тому же с «вмятинами»,
обнаруженными «Вояджером-2»...
В свете этого под вопросом оказываются те три постулата, которые лежат
в основе астрономических измерений:
– действительно ли скорость света в межзвёздном пространстве постоянна
и равна той, что намерили Майкельсон и др.;
– действительно ли свет распространяется строго прямолинейно, не преломляясь
на границе «гелиоэллипса» и в её «вмятинах»;
– действительно ли в межгалактических просторах с электромагнитными полями
не происходит ничего, кроме эффекта Доплера ...
А ведь именно эти постулаты определяют нынешнюю астрономическую «картину
мира»! Одного преломления света на границе «гелиоэллипса» достаточно, чтобы
изменить межзвёздные расстояния: ведь все наши измерения (да и сама
единица измерения – парсек) построены на параллаксе. Что касается межгалактических
расстояний, то только абсолютно пустой вакуум с показателем преломления,
тождественным 1,0000..., способен не воздействовать на электромагнитную
волну. А это значит, что реально волна ослабляется больше, чем по обратным
квадратам, да и скорость её отлична от скорости в вакууме, следовательно,
и «красное смещение» может быть не только доплеровским, и дисперсия может
существовать...
Резюмируя изложенное, остаётся признать, «научная астрономия» не очень-то
далеко ушла от астрологии: умозрительные построения (ТБВ, разбегание Вселенной,
«тёмные» материи и энергии) поставлены «Вояджерами» под сомнения... Кажущаяся
точность вычислений теоретической астрономии не довод! Не забудем, что
картина мира Птолемея с её многочисленными сферами вполне точно для своего
времени описывала мироздание. Потом были Бруно, Галилей, Коперник... На
кострах уже не жгут!
В оглавление