Знаем, че най-близката звезда към Земята е Слънцето. Ако говорим за обекти извън Слънчевата система, то на първо място в близост до звездите е Проксима Центавър и системата Алфа Кентавър. Но как да знаем това?
Първите хора не се интересуваха особено от звездите, тъй като разглеждаха външното пространство като статичен купол, където небесните тела са здраво прикрепени над Земята. Но тогава древните мъдреци предположили, че светът е много по-сложен, отколкото изглеждаше първоначално.
Например, астрономът от древна Гърция Аристарх от Самос през III в. Пр. Хр. д. Опитах се да определя разстоянието на слънцето. Той смята, че звездата трябва да бъде разположена 20 пъти по-далеч от Луната (сегашната цифра е 20 пъти повече). По-модерни фигури са предоставени от астронома Жак Доминик Касини през 1672 г., използвайки момента на конфронтацията на Марс (140 милиона км).
Визуализация на метода на паралакса
Дълго време учените трябваше да използват движението на Венера, за да разберат параметрите на слънчевата система. Така възникват големи международни проекти, където учени от цял свят комбинират наблюдения и получени разстояния до космически обекти. Но как изследователите измерват тези разстояния?
Най-простият и първият метод е паралакс (триангулация). Може да не знаете за това, но постоянно наблюдавате ефекта в обикновения живот. Спомнете си как влязохте в колата, влака или микробуса. Може да сте забелязали колко бързо близките обекти (като постове и хора) светват на фона на по-отдалечени обекти (планини, облаци и т.н.). Заключението е просто: паралаксното отместване за близки обекти е много по-значимо и забележително.
Ефект на паралакс
Паралаксът се изчислява като уравнение. Ще ви е необходима база (измерване на два ъгъла и едно разстояние) и познаване на тригонометрията, за да се изчисли дължината на един от краката в правоъгълен триъгълник. Колкото по-дълга е базата, толкова по-значими ще станат паралактичните измествания и ъгли.
Когато се движите от единия край на основата към другия, видимата посока се променя до точка. Преместването на обект на фона на далечни небесни тела се нарича смяна на паралакса. Какво ще вземе наблюдателят на земята като база? Това е диаметърът на земната орбита около Слънцето.
Най-трудно беше да се приложи паралакс към по-далечни звезди. Пробивът се случи само през XIX век, когато гониометричните устройства станаха доста точни. Късметът се усмихна на Василий Струве, който през 1837 г. публикува за първи път стойността на паралакса на звездата Вега - 0,12 ъглови секунди. По-нататъшни наблюдения от Фридрих Бесел последвали за звездата от Cygnus 61 - 0.3 ''.
Разстоянията в метода на паралакса за други звезди започнаха да се измерват в парсек (1 парсек = 3.26 светлинни години). Това е началната отправна точка, където точно от това разстояние радиусът на орбитата на нашата планета се гледа под ъгъл от 1 секунда. Ако искате да изчислите разстоянието до звездата в парсека, използвайте проста формула, в която 1 се дели на звездния паралакс за секунди.
Методът работи добре, ако измерите разстояния не повече от 100 парсека (методът на паралакса се сблъсква с бариера във формата на земната атмосфера). Но вселената е безкрайна. Как да виждаме по-далечни обекти? Тук помагат фотометрични методи, които се появяват с развитието на фотографията и променливите звезди (цефеиди). Първият, който успява, е астрономът Хенриет Левит. Тя изучава блясъка на звездите върху фотометрични плочи, използвайки Цефеиди на територията на Малкия Магеланов облак. Тя успя да разбере, че с яркостта на звездата се увеличава и периодът на трептене на яркостта.
Благодарение на яркостта и видимостта на цефеидите, могат да бъдат проследени обекти близо до тях. Ако си припомним връзката между периодичността и яркостта, тогава под формата на цефеиди получаваме полезен инструмент за изчисляване на скалите на Вселената.
Но е трудно да се измери разстоянието до най-близкия Цефеид, тъй като той е отдалечен за 130 парсека. Затова се появи схема за "стълбищно разстояние", където разпръснатите звездни купове се превръщат в междинен етап, където звездните обекти се характеризират с общо време на образуване. Съставянето на графика с индикатор за температура и яркост доведе до извеждането на главната последователна линия. Всички звезди в клъстера са отдалечени от Земята с почти едно разстояние, така че очевидният им блясък направи възможно да се изчисли мярката на светлината.
Необходимо е да се определи точното разстояние до поне един клъстер, за да се направи „прилягане на основната последователност”. Това помогна на Плеядите и Хиадите. След това вече имахме стълбище до най-близките цефеиди.
Плеядите са отворен куп, който може да побере 3000 звезди и е отдалечен на 400 светлинни години (120 парсека). Сред имената са: Седемте сестри, NGC 1432/35 и M45.
Точността на измерването се увеличава, ако наблюдавате звездите не от Земята, а поне в орбита. Затова през 1989 г. стартира спътникът Hipparcos, с помощта на който те могат да представят астрономически каталог от 120 звезди с годишни паралакси.
Ако искате да отидете още по-далеч, не можете да направите това без червено преместване. Появата на метода се дължи на астронома Весто Слифер, който при изследването на галактическите спектри забеляза, че много линии са изместени в червено по отношение на наблюдателя. Тогава Едуин Хъбъл пое развитието на темата, която извади константата на Хъбъл и осъзна, че галактиките се отстраняват (скоростта на отстраняване е пропорционална на разстоянието до галактиката) и Вселената се разширява. В съвременния свят методът на червеното преместване позволява да се определят разстоянията до далечни галактики. Разбира се, да не забравяме, че сега учените имат по-напреднали технологии за наблюдение и спътници в орбита, така че разстоянията до звездите се усъвършенстват непрекъснато. Например, последната мисия на Гея е да измерва точно паралакса, вътрешната и радиалната скорост за 1 милиард звезди.
