Определит как далеко до земли, Расчет расстояния от МКАД
Чтобы узнать расстояние от Земли до Солнца в километрах, используется Международная астрономическая единица. Отслеживая движение мазеров в аккреционном диске вокруг черной дыры в ядре активной галактики NGC , астрономы определили, что эта система удалена от нас на расстояние 7,2 Мпк. На небе «горбатая Луна». И тут мы подошли ещё к одной лжи - Время.
Горы, леса, здания, овраги, ущелья и глубокие лощины изменяют направление звука, создавая эхо. Порождают эхо и водные пространства, способствуя его распространению на большие дальности. Звук меняется, когда источник его передвигается по мягкой, мокрой или жесткой почве, по улице, по проселочной или полевой дороге, по мостовой или покрытой листьями почве.
Необходимо учитывать, что сухая земля лучше передает звуки, чем воздух. Ночью звуки особенно хорошо передаются через землю.
Потому часто прислушиваются, приложив ухо к земле или к стволам деревьев. Средняя дальность слышимости различных звуков днем на ровной местности, км летом , приведена в таблице 5. Для прослушивания звуков лежа необходимо лечь на живот и слушает лежа, стараясь определить направление звуков. Это легче сделать, повернув одно ухо в ту сторону, откуда доносится подозрительный шум.
Для улучшения слышимости рекомендуется при этом приложить к ушной раковине согнутые ладони, котелок, отрезок трубы.
Для лучшего прослушивания звуков можно приложить ухо к положенной на землю сухой доске, которая выполняет роль собирателя звука, или к сухому бревну, вкопанному в землю. Определение расстояний по спидометру. Расстояние, пройденное машиной, определяется как разность показаний спидометра в начале и конце пути. Такие погрешности в определении расстояний по спидометру возникают от пробуксовки колес проскальзывания гусениц , износа протекторов покрышек и изменения давления в шинах.
Если необходимо определить пройденное машиной расстояние возможно точнее, надо в показания спидометра внести поправку.
Такая необходимость возникает, например, пря движении по азимуту или при ориентировании с использованием навигационных приборов. Величина поправки определяется перед маршем.
Для этого выбирается участок дороги, который по характеру рельефа и почвенного покрова подобен предстоящему маршруту. Этот участок проезжают с маршевой скоростью в прямом и обратном направлениях, снимая показания спидометра в начале и конце участка. По полученным данным определяют среднее значение протяженности контрольного участка и вычитают из него величину этого же участка, определенную по карте или на местности лентой рулеткой.
Разделив полученный результат на длину участка, измеренного по карте на местности , и умножив на , получают коэффициент поправки. Например, если среднее значение контрольного участка равно 4,2 км, а измеренное по карте 3,8 км, то коэффициент поправки равен:. Таким образом, если длина маршрута, измеренного по карте, составляет 50 км, то на спидометре будет отсчет 55 км, т.
Разница в 5 км и есть величина поправки.
В некоторых случаях она может быть отрицательной. Измерение расстояний шагами. Этот способ применяется обычно при движении по азимуту, составлении схем местности, нанесении на карту схему отдельных объектов и ориентиров и в других случаях. Счет шагов ведется, как правило, парами. При измерении расстоянии большой протяженности шаги более удобно считать тройками попеременно под левую и правую ногу.
После каждой сотни пар или троек шагов делается отметка каким-нибудь способом и отсчет начинается снова. При переводе измеренного расстояния шагами в метры число пар или троек шагов умножают на длину одной пары или тройки шагов. Например, между точками поворота на маршруте пройдено пары шагов. Длина одной пары шагов равна 1,6 м. Именно так были впервые измерены расстояния до Гиад и Плеяд.
Выстраивая нашу лестницу к окраинам Вселенной, мы умалчивали о фундаменте, на котором она покоится. Между тем метод параллаксов дает расстояние не в эталонных метрах, а в астрономических единицах, то есть в радиусах земной орбиты, величину которой тоже удалось определить далеко не сразу.
Так что оглянемся назад и спустимся по лестнице космических расстояний на Землю. Вероятно, первым удаленность Солнца попытался определить Аристарх Самосский, предложивший гелиоцентрическую систему мира за полторы тысячи лет до Коперника. У него получилось, что Солнце находится в 20 раз дальше от нас, чем Луна. Эта оценка, как мы теперь знаем, заниженная в 20 раз, продержалась вплоть до эпохи Кеплера. Тот хотя сам и не измерил астрономическую единицу, но уже отметил, что Солнце должно быть гораздо дальше, чем считал Аристарх а за ним и все остальные астрономы.
Чем дальше от нас галактика, тем сильнее ее излучение сдвигается в красную сторону. В году, во время противостояния Марса, они измерили его положение на фоне звезд одновременно из Парижа Кассини и Кайенны Рише. Расстояние от Франции до Французской Гвианы послужило базой параллактического треугольника, из которого они определили расстояние до Марса, а затем по уравнениям небесной механики вычислили астрономическую единицу, получив значение миллионов километров.
На протяжении следующих двух веков главным инструментом для определения масштабов Солнечной системы стали прохождения Венеры по диску Солнца. Наблюдая их одновременно из разных точек земного шара, можно вычислить расстояние от Земли до Венеры, а отсюда и все остальные расстояния в Солнечной системе. Эти наблюдения стали одними из первых международных научных проектов. Снаряжались масштабные экспедиции английской экспедицией года руководил знаменитый Джеймс Кук , создавались специальные наблюдательные станции И если в конце XVIII века Россия лишь предоставила французским ученым возможность наблюдать прохождение со своей территории из Тобольска , то в и годах российские ученые уже принимали активное участие в исследованиях.
К сожалению, исключительная сложность наблюдений привела к значительному разнобою в оценках астрономической единицы — примерно от до миллионов километров. Более надежное значение — ,5 миллиона километров — было получено только на рубеже XIX—XX веков по наблюдениям астероидов. И, наконец, нужно учитывать, что результаты всех этих измерений опирались на знание длины базы, в роли которой при измерении астрономической единицы выступал радиус Земли.
Так что в конечном итоге фундамент лестницы космических расстояний был заложен геодезистами. Только во второй половине XX века в распоряжении ученых появились принципиально новые способы определения космических расстояний — лазерная и радиолокация. Они позволили в сотни тысяч раз повысить точность измерений в Солнечной системе.
Погрешность радиолокации для Марса и Венеры составляет несколько метров, а расстояние до уголковых отражателей, установленных на Луне, измеряется с точностью до сантиметров. Принятое же на сегодня значение астрономической единицы составляет метр. Столь радикальный прогресс в измерении астрономической единицы по-новому поставил вопрос о расстояниях до звезд. Точность определения параллаксов ограничивает атмосфера Земли. Поэтому еще в х годах возникла идея вывести угломерный инструмент в космос.
Реализовалась она в году с запуском европейского астрометрического спутника «Гиппарх». Это название — устоявшийся, хотя формально и не совсем правильный перевод английского названия HIPPARCOS, которое является сокращением от High Precision Parallax Collecting Satellite «спутник для сбора высокоточных параллаксов» и не совпадает с англоязычным же написанием имени знаменитого древнегреческого астронома — Hipparchus, автора первого звездного каталога.
Погрешность измерения расстояния при лазерной локации Луны всего несколько сантиметров. Создатели спутника поставили перед собой очень амбициозную задачу: измерить параллаксы более тысяч звезд с миллисекундной точностью, то есть «дотянуться» до звезд, находящихся в сотнях парсек от Земли.
Предстояло уточнить расстояния до нескольких рассеянных звездных скоплений, в частности Гиад и Плеяд. Но главное, появлялась возможность «перепрыгнуть через ступеньку», непосредственно измерив расстояния до самих цефеид. Экспедиция началась с неприятностей. Из-за сбоя в разгонном блоке «Гиппарх» не вышел на расчетную геостационарную орбиту и остался на промежуточной сильно вытянутой траектории.
Специалистам Европейского космического агентства все же удалось справиться с ситуацией, и орбитальный астрометрический телескоп успешно проработал 4 года.
Еще столько же продлилась обработка результатов, и в году в свет вышел звездный каталог с параллаксами и собственными движениями светил, в числе которых было около двухсот цефеид. К сожалению, в ряде вопросов желаемая ясность так и не наступила. Самым непонятным оказался результат для Плеяд — предполагалось, что «Гиппарх» уточнит расстояние, которое прежде оценивалось в — парсек, однако на практике оказалось, что «Гиппарх» его исправил, получив значение всего парсек.
Принятие нового значения потребовало бы корректировки как теории эволюции звезд, так и шкалы межгалактических расстояний. Это стало бы серьезной проблемой для астрофизики, и расстояние до Плеяд стали тщательно проверять.
К году несколько групп независимыми методами получили оценки расстояния до скопления в диапазоне от до пк. Начали раздаваться обидные голоса с предположениями, что последствия вывода спутника на неверную орбиту все-таки не удалось окончательно устранить. Тем самым под вопрос ставились вообще все измеренные им параллаксы. Команда «Гиппарха» была вынуждена признать, что результаты измерений в целом точны, но, возможно, нуждаются в повторной обработке. Дело в том, что в космической астрометрии параллаксы не измеряются непосредственно.
Вместо этого «Гиппарх» на протяжении четырех лет раз за разом измерял углы между многочисленными парами звезд. Эти углы меняются как из-за параллактического смещения, так и вследствие собственных движений звезд в пространстве.
Чтобы «вытащить» из наблюдений именно значения параллаксов, требуется довольно сложная математическая обработка. Вот ее-то и пришлось повторить. Новые результаты были опубликованы в конце сентября года, но пока еще неясно, насколько при этом улучшилось положение дел.
Размещение лазерных отражателей, доставленных кораблями «Аполлон» и станциями «Луна». Но этим проблемы «Гиппарха» не исчерпываются. Определенные им параллаксы цефеид оказались недостаточно точными для уверенной калибровки соотношения «период-светимость». Тем самым спутнику не удалось решить и вторую стоявшую перед ним задачу. Поэтому сейчас в мире рассматривается несколько новых проектов космической астрометрии.
Ближе всех к реализации стоит европейский проект «Гайа» Gaia , запуск которого намечен на год. Его принцип действия такой же, как у «Гиппарха», — многократные измерения углов между парами звезд. Однако благодаря мощной оптике он сможет наблюдать значительно более тусклые объекты, а использование метода интерферометрии повысит точность измерения углов до десятков микросекунд дуги. Тем самым будет построена трехмерная карта значительной части Галактики.
Вселенная Аристотеля заканчивалась в девяти расстояниях от Земли до Солнца. Коперник считал, что звезды расположены в 1 раз дальше, чем Солнце. Параллаксы отодвинули даже ближайшие звезды на световые годы. 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 июне года результаты этого впечатляющего космического эксперимента, и в первую очередь каталог расстояний до звезд, стали достоянием широких астрономических кругов. Сразу же стало ясно, что проект все же не смог окончательно решить проблему шкалы расстояний. Давайте внимательно рассмотрим, что лежит в основе современной астрономической шкалы расстояний и в чем состоит сама проблема.
Методы определения расстояний до звезд делятся на две группы: геометрические и фотометрические [1]. К числу геометрических методов относится непосредственное измерение так называемого тригонометрического или годичного параллакса, то есть параллактического смещения звезды на небесной сфере, обусловленного орбитальным движением Земли вокруг Солнца рис.
Классическими фотографическими методами параллакс обозначаемый греческой буквой и измеряемый в угловых секундах определяется со средней точностью порядка 0,"," Для того чтобы изучать строение Галактики и тем более мир галактик, мы должны уметь переносить локальную шкалу расстояний на галактические масштабы. Для этой цели используется информация о светимостях звезд. Зная светимость или, что одно и то же, абсолютную звездную величину , видимый блеск и величину поглощения света для этого достаточно определить видимый блеск звезды с помощью фотометрии в трех цветовых полосах , можно рассчитать расстояние до звезды по простой формуле.
Разность видимой и абсолютной величин m - M принято называть модулем расстояния. Абсолютную величину для многих типов звезд определяют по известным параллаксам подобных звезд, населяющих солнечную окрестность. Очевидно, это один из возможных способов установления шкалы расстояний. Найденные по этой формуле расстояния или параллаксы часто называют фотометрическими, чтобы подчеркнуть метод их измерения. Однако среди звезд солнечной окрестности с параллаксами, измеряемыми тригонометрическим методом, подавляющее большинство составляют звезды-карлики, то есть звезды, находящиеся на той же стадии эволюции, что и Солнце.
Они принадлежат к числу сравнительно слабых звезд Галактики. Звезд - красных гигантов , которые в раз ярче Солнца, в ближайшей окрестности довольно мало. Еще более ярких звезд уж совсем единицы. Речь идет о самых молодых и горячих звездах и сверхгигантах , превосходящих Солнце по светимости в тысячи и десятки тысяч раз.
Причиной их малого числа является общая тенденция резкого падения числа ярких звезд с ростом светимости.
Для определения светимостей абсолютно ярких звезд используют рассеянные звездные скопления [2]. На рис. На этой диаграмме выделяется главная последовательность звезд, источником энерговыделения которых служат реакции ядерного горения водорода. Поскольку размеры большинства скоплений сравнительно невелики по сравнению с расстоянием до них, модуль расстояния для всех членов скопления практически одинаков.
Его можно определить сравнением видимой величины звезд скопления с абсолютной величиной подобных звезд другого скопления, расстояние до которого уже определено независимым методом. Из-за большого числа звезд в скоплении расстояние оценивается с высокой точностью. Стандартной линейкой для измерения расстояний между скоплениями служит хорошо известное скопление Гиады расположенное вблизи Альдебарана - ярчайшей звезды созвездия Тельца. Оно обладает одним совершенно уникальным свойством, благодаря которому мы можем определить расстояние до него независимым способом с использованием другого геометрического метода - метода группового или статистического параллакса [1].
Суть метода в следующем. Гиады - близкое скопление, имеющее заметную скорость движения относительно Солнца. По закону перспективы все входящие в него звезды будут смещаться по большим кругам небесной сферы, пересекающимся в одной точке, называемой радиантом скопления рис. Положение радианта легко определяется по собственным движениям звезд, а скорость скопления - по лучевым скоростям измеряемым на основании эффекта Доплера.
Принцип измерения группового параллакса понятен из рис.
На нем изображена одна из звезд скопления, находящаяся от нас на расстоянии r пусть оно выражено в парсеках. Нетрудно понять, что все эти величины связаны между собой формулой 4, По этой формуле можно рассчитать расстояние до каждой звезды движущегося скопления и, следовательно, среднее для всего скопления. Таким образом, вплоть до последнего времени шкала расстояний рассеянных скоплений фактически опиралась на единственное скопление - Гиады.
Опираясь на расстояния рассеянных скоплений, можно сделать еще один важный шаг на пути создания астрономической шкалы расстояний. Так, в нескольких молодых рассеянных скоплениях встречаются цефеиды. Эти пульсирующие переменные звезды-сверхгиганты спектральных классов F-G, обладающие громадной светимостью и практически стабильными радиальными пульсациями оболочки [3] , играют огромную роль в изучении галактик.
В нашей Галактике открыто более звезд этого типа, имеющих периоды изменения блеска от 2 до 68 суток с амплитудой, достигающей 1,5 m ; из-за их высокой светимости цефеиды видны даже в далеких спиральных галактиках на расстояниях свыше 10 Мпк. Что же делает цефеиды столь интересными объектами? Дело в том, что у цефеид имеется четкая зависимость между периодом пульсаций и средней абсолютной величиной или средней по периоду пульсаций светимостью , имеющая вид для желтого участка спектра M ср -1,0 m - 2,9 m lg P , где P - выраженный в сутках период изменения блеска.
Параметры зависимости период-светимость определяются всего лишь по девяти цефеидам - членам молодых рассеянных скоплений. Поскольку цефеиды и другие молодые объекты тесно связаны с областями текущего звездообразования, анализ их распределения в Галактике позволяет распознать строение ее спирального узора, наиболее четко намечаемого именно самыми молодыми объектами высокой светимости.
И разумеется, с помощью этой зависимости уже можно оценивать фотометрические расстояния до других галактик, содержащих цефеиды! Это и есть шкала расстояний, которую мы хотели построить.
Итак, резюмируя рассказанное, изобразим логическую цепочку связей, на которую в конечном счете опирается принимаемая астрономами шкала расстояний:. Расстояние до Гиад и Плеяд метод группового параллакса. Очевидно, вследствие сложной структуры этой цепочки на шкалу расстояний оказывают влияние все возможные источники ошибок, как случайных, так и систематических.
Все объекты, о которых мы упомянули в связи с созданием шкалы расстояний, населяют диск Галактики и являются очень молодыми так, возраст цефеид не более млн лет. А как определяются расстояния до старых объектов Галактики, например шаровых звездных скоплений [2] и одиночных звезд галактического гало?
