Безымянная звезда.

                                

 Много лет назад я посмотрел фильм -  "Безымянная звезда." .  Учителя астрономии сыграл известный актер - Костолевский. По ночам он поднимался на чердак своего старого полуразрушенного дома в маленьком провинциальном городке и  смотрел на звездное небо в телескоп.  Он забывал обо всем на свете,  разглядывая далекие миры,  мечтал и был счастлив.

Для астронома наблюдаемая Вселенная всегда двумерна. Происходящее в Космосе видится нам в проекции на небесную сферу, подобно тому, как в кино ( в труде Мученика Науки есть это сравнение). На плоский экран проецируется вся сложность жизни. На экране мы легко отличаем далекое от близкого благодаря знакомству с объемным оригиналом, но в двумерной россыпи звезд - нет наглядной подсказки, позволяющей обратить ее в трехмерную карту, пригодную для прокладки курса межзвездного корабля.

Между тем расстояния — это ключ едва ли не к половине всей астрофизики. Как без них отличить близкую тусклую звезду от далекого, но яркого квазара?

 Только зная расстояние до объекта, можно оценить его энергетику, а отсюда прямая дорога к пониманию его физической природы.

Вселенная Аристотеля заканчивалась в девяти расстояниях от Земли до Солнца.

       Коперник считал, что звезды расположены в 1 000 раз дальше, чем Солнце.

 Мысли о том, что звезды - это далекие солнца, высказывались еще в глубокой древности. Однако долгое время оставалось неясным, как далеко они находятся от Земли.

Аристотель понимал, что если Земля движется, то, наблюдая положение какой-либо звезды из двух диаметрально противоположных точек земной орбиты, можно заметить, что направление на звезду изменится.

 Это кажущееся (параллактическое) смещение звезды будет служить мерой расстояния до нее: чем оно больше, тем ближе к нам расположена звезда.

 Но не только самому Аристотелю, но даже значительно позднее Копернику не удалось обнаружить это смещение. Только в конце первой половины XIX в., когда телескопы были оборудованы приспособлениями для точных угловых измерений, удалось измерить такое смещение у ближайших звезд.

 Расстояния до сравнительно близких звёзд рассчитывают по их годичному параллаксу. Из-за того, что мы на каждую звезду смотрим сначала из одной точки, а через полгода из другой, отстоящей от первой на 300 миллионов километров (примерный размер земной орбиты), она нам видится малость под другим углом.

 Ну а дальше обычная школьная геометрия - если известна длина дуги и угол, то сосчитать радиус труда не представляет.

 Параллаксы - отодвинули даже ближайшие звезды на световые годы.

 Поэтому и расстояние в астрономии принято измерять в парсеках (параллакс секунды). 

Годичным параллаксом звезды р - называют угол, под которым со звезды можно было бы видеть большую полуось земной орбиты (равную 1 а. е.), перпендикулярную направлению на звезду.

                    Расстояние до звезды. D = a/sin(р)

 где а - большая полуось земной орбиты. Заменив синус малого угла величиной самого угла, выраженной в радианной мере, и приняв а = 1 а. е., получим следующую формулу для вычисления расстояния до звезды в астрономических единицах:

                             D = 206265"/p

 В самом начале XX века американский астроном Харлоу Шепли при помощи цефеид определил, что поперечник Галактики (которую он отождествлял со Вселенной) измеряется десятками тысяч световых лет, а благодаря Хабблу границы Вселенной расширились до нескольких гигапарсек. Насколько окончательно они закреплены? 

  Конечно, на каждой ступени лестницы расстояний возникают свои, большие или меньшие погрешности, но в целом масштабы Вселенной определены достаточно хорошо, проверены разными не зависящими друг от друга методами и складываются в единую согласованную картину. Так что современные границы Вселенной кажутся незыблемыми.

 В 1837 г.

впервые были осуществлены надежные измерения годичного параллакса. Русский астроном Василий Яковлевич Струве (1793-1864) провел эти измерения для ярчайшей звезды Северного полушария Веги .

 Почти одновременно в других странах определили параллаксы еще двух звезд, одной из которых была альфа Центавра. Эта звезда, которая с территории России не видна, оказалась ближайшей к нам. Даже у нее годичный параллакс составил всего 0,75". Под таким углом невооруженному глазу видна проволочка толщиной 1 мм с расстояния 280 м. Поэтому неудивительно, что столь малые угловые смещения так долго не могли заметить.

  Расстояние до ближайшей звезды, параллакс которой р = 0,75", составляет D =206265"/0,75"= 270000 а. е. Единицами для измерения столь значительных расстояний являются парсек(параллакс секунды)  и световой год.

 Парсек - это такое расстояние, на котором параллакс звезд равен -1". Отсюда и название этой единицы: пар - от слова «параллакс», сек - от слова «секунда». Расстояние в парсеках равно обратной величине годичного параллакса. Например, поскольку параллакс альфы Центавра равен 0,75", расстояние до нее равно 1,3 парсека.

 Световой год - это такое расстояние, которое свет, распространяясь со скоростью 300 000 км/с, проходит за год. От ближайшей звезды свет идет до Земли свыше четырех лет, тогда как от Солнца около восьми минут, а от Луны немногим более одной секунды. 1 пк (парсек) = 3,26 светового года = 206 265 а. е. = 3 • 1013 км. К настоящему времени с помощью специального спутника «Гиппаркос» измерены годичные параллаксы более 118 тыс. звезд с точностью 0,001".

 В конце 19 века научились даже непосредственно измерять размер звёзд - с помощью изобретённого Майкельсоном - интерферометра. Параллельно и независимо от этого научились измерять температуру звёзд - по их спектральным характеристикам (в чистом виде закон Вина-Голицина). Ну и когда навели статистику, то оказалось, что для подавляющего большинства звёзд их температура и размеры жёстко связаны и хорошо ложатся на одну и ту же кривую - главную последовательность.

То есть зная спектральную температуру звезды, можно довольно точно предсказать её размер.

 - А дальше опять простая физика: раз известен размер звезды и известная её абсолютная температура (а значит - абсолютная яркость, опять же школьный закон Стефана-Больцмана), то по ИЗМЕРЕННОЙ яркости можно сосчитать расстояние до звезды. 
Дальше - больше.

 Астрономы обратили внимание, что для определённого класса переменных звёзд (цефеиды) период изменения их блеска однозначно связан с их абсолютной светимостью. Значит, измерив этот период, можно предсказать её абсолютную яркость (светимость). А измерив видимую яркость (видимую звёздную величину) - можно опять же сказать, на каком расстоянии от неё мы находимся.

       По цефеидам удаётся измерять расстояния до других галактик. 
 Потом обратили внимание на ещё одну вещь по сдвигу спектральных характеристик можно определять относительную скорость объекта (эффект Допплера). И когда навели статистику, то оказалось, что эта самая скорость тем больше, чем дальше от нас находится галактика, причём в основном все галактики от нас удаляются (закон Хаббла). Стало быть, измеряя сдвиг спектральных линий отдалённых объектов, можно сказать, что они от нас удаляются вот с такой скоростью, а вот такой скорости по закону Хаббла соответствует вот такое расстояние. И вот этот закон позволяет измерять расстояния до самых отдалённых объектов. 
 С массами тоже всё просто. Сначала научились измерять массы звёзд, входящих в кратные системы. Раз мы знаем расстояние до такой системы, то по видимому угловому расстоянию между компонентами системы не представляет труда -вычислить их абсолютное расстояние друг от друга.

 Период обращения тоже легко измеряется, обычными часами. Значит, зная расстояние и период обращения, по законам Кеплера и закону всемирного тяготения можно вычислить массы компонентов. Сравнивая массы и абсолютные светимости звёзд выяснили, что абсолютная светимость и масса звёзд, лежащих на главной последовательности, тоже жёстко связаны. Эта связь даёт возможность вычислять массы и одиночных звёзд - чисто из их спектральных характеристик. 
Массу самой Земли определили, измерив значение гравитационной постоянной G, входящей в закон всемирного тяготения. Это впервые сделал Кэвендиш в 18 веке с помощью изобретённых им крутильных весов - чрезвычайно чувствительного инструмента. С их помощью он сумел измерить взаимное притяжение свинцовых шаров.

 Зная массу шаров и расстояние между ними, не сложно определить значение G.  А зная размеры Земли (они к тому времени уже были известны), можно уже определить и массу Земли. После чего уже не сложно определить и массу Солнца.