Как се измерват разстоянията в Космоса

Гледайки в Космоса, астрономите пътуват назад във времето. Светлината се движи с 300 000 км/с, но дори с тази скорост тя може да пътува до нас милиарди години.

Светлината от близките звезди достига до нас за години, от по-далечните – за векове.

Когато светлината на някоя от тях ни достигне, те вече не съществуват и всъщност виждаме само призраци. На светлината на една от звездите от съзвездието Орион са ѝ нужни 900 години, за да стигне до нас, ние сега я виждаме, както е изглеждала преди 900 години, и ако се взриви сега, ще узнаем чак през XXX век.

„Вояджър 1“ е изстрелян през 1977 г. и се движи със скорост над 60 000 км/ч. На апарата ще му бъдат необходими 80 000 години, за да достигне най близката звезда Проксима Центавър.

Планетата Земя се върти с над 1600 км/ч около оста си, докато обикаля около Слънцето с над 108 000 км/ч, а Слънцето обикаля около галактичния център с около 700 000 км/ч.

Въпреки това са ни нужни 220 млн. години, за да направим кръг около галактиката ни. Смята се, че Млечният път се движи из Вселената с 600 км/с, и ако е така, това означава, че Земята изминава 51,84 млн. километра на ден, или повече от 18,9 млрд. километра годишно.

Известно е, че галактиката Андромеда се приближава към Млечния път със скорост около 120 км/с, но дали ще има сблъсък, или галактиките ще се разминат, все още не може да се изясни.

Щом напуснем Слънчевата система, разстоянията се измерват в светлинни години. Една светлинна година = 10 трилиона километра, това е разстоянието, изминато от светлината за 1 година.

Космическите разстояния

Каквото и да говорят физиците за триизмерност, шестизмерност и дори единадесетизмерност на пространството, за астронома наблюдаваната Вселена винаги е двуизмерна. Това, което се случва в Космоса, виждаме в проекция на небесната сфера, подобно както в киното на плосък екран се прожектира цялата сложност на живота.

На екрана лесно отличаваме далечното от близкото благодарение на познанството ни с обемния оригинал, но в двуизмерните находища на звезди няма нагледни подсказки, позволяващи ни да ги обърнем в триизмерна карта, годна за прокарване на траекторията на междузвезден кораб.

А разстоянията са ключ едва ли не към половината от цялата астрофизика. Как без тях да отличим близката бледа звезда от далечния, но ярък квазар? Само със знанието на разстоянието до обекта може да се оцени неговата енергия, а оттам – и прекият път към разбирането на физическата му природа.

Пример за неопределеността на космическите разстояния е проблемът с източника на гама-експлозиите – кратки импулси на високоенергийно лъчение, които около веднъж на денонощие идват на Земята от различни посоки.

Първоначалната оценка на тяхното местоположение варирала от стотици астрономически единици (десетки светлинни часове) до стотици милиони светлинни години. Съответно и различията в моделите също впечатлявали – от анихилация на комети от антивещество в покрайнините на Слънчевата система до разтърсващи цялата Вселена взривове на неутронни звезди и раждане на бели дупки.

Към средата на 90-те години били предложени повече от сто различни обяснения на природата на гама-експлозиите. Сега, когато сме успели да оценим разстоянието до техните източници, моделите са останали само два.

Но как да измерим разстоянието, ако не можем да протегнем до предмета нито линийка, нито лъч на локатор? На помощ идва методът триангулация, прилаган широко в земната геодезия. Вземаме отрязък с известна дължина – база, измерваме от неговите краища ъглите, под които се вижда недостъпната по едни или други причини точка, а след това прости тригонометрични формули дават търсеното разстояние.

Когато преминаваме от единия край на базата към другия, видимата посока на точката се променя, тя се измества на фона на далечни обекти. Това се нарича паралактично отместване, или паралакс. Величината му е толкова по-малка, колкото по-далече е обектът, и толкова по-голяма, колкото е по-дълга базата.

За измерване на разстоянията до звездите се налага да вземем максимално достъпната на астрономите база, равна на диаметъра на земната орбита. Съответното паралактично отместване на звездите на небето (строго казано, неговата половина) се нарича годишен паралакс.

Опитвал се е да го измери още Тихо Брахе – не му била по душа идеята на Коперник за въртенето на Земята около Слънцето и той решил да я провери – паралаксите още и доказват орбиталното движение на Земята. Проведените измервания имали впечатляваща за XVI век точност – около една минута от дъгата, но за измерване на паралаксите това било недостатъчно, за което самият Брахе не се досещал и заключил, че системата на Коперник е невярна.

След това с паралакса през 1726 г. се заел англичанинът Джеймс Брадли, бъдещ директор на Гринуичката обсерватория. Изглеждало, че му се е усмихнал късметът – избраната за наблюдение звезда – гама на Дракон, наистина за година се колебаела около своето средно положение с размах 20 секунди от дъгата.

Но посоката на това отместване се отличавала от очакваната за паралаксите, и Брадли скоро открил правилното обяснение – скоростта на движение на Земята по орбита се добавя към скоростта на светлината, идваща от звездите, и променя видимото направление.

Точно по същия начин дъждовните капки оставят наклонени пътечки по стъклата на автобусите. Това явление, получило названието годишна аберация, станало първото пряко доказателство за движението на Земята около Слънцето, но нямало никакво отношение към паралаксите.

Чак след столетие точността на ъгломерните инструменти достигнала необходимото ниво. В края на 30-те години на XIX век, по твърдение на Джон Хершел, „стената, пречеща на проникването в звездната Вселена, била разбита почти едновременно на три места“.

През 1837 г. Василий Яковлевич Стурве публикувал измерения от него паралакс на Вега – 0,12 ъглови секунди. На следващата година Фридрих Вилхелм Бесел съобщил, че паралаксът на звездата 61 от Лебед е 0,3″. А след още година шотландският астроном Томас Хендерсън, работещ в Южното полукълбо на нос Добра Надежда, измерил паралакса на системата Алфа Центавър – 1,16″.

По-късно се изяснило, че тази стойност е завишена 1,5 пъти и на цялото небе няма нито една звезда с паралакс над 1 секунда от дъгата.

За разстоянията, измерени по паралактичния метод, била въведена специална единица – парсек (от паралактична секунда). В един парсек се съдържат 206 265 астрономически единици, или 3,26 светлинни години. Именно от такава дистанция радиусът на земната орбита (1 астрономическа единица = приблизително 150 млн. км) се вижда под ъгъл 1 секунда. За да определим разстоянието до звездите в парсеци, е необходимо да разделим единицата на нейния паралакс в секунди.

Например до най-близката до нас звездна система Алфа Центавър са 1/0,76 = 1,3 парсека, или 270 000 астрономически единици. Хиляда парсека се наричат килопарсек, милион парсека – мегапарсек, милиард – гигапарсек.

Измерването на изключително малки ъгли изисквало техническа точност и огромно усърдие (Бесел например обработил над 400 отделни наблюдения на 61 Лебед), но след първия пробив това станало по-лесно. Към 1890 г. били измерени паралаксите на вече 30 звезди, а когато в астрономията широко започнала да се използва фотографията, точното измерване на паралаксите било поставено на поточната линия.

Измерването на паралаксите е единственият метод за пряко определяне на разстоянията до отделни звезди. Но при наземни наблюдения атмосферните смущения не позволяват на паралактичния метод да измерва разстояния над 100 парсека, което за Вселената не е голяма величина. Затова там, където геометричните методи пасуват, на сцената излизат фотометричните.

Стандартните свещи на астрономите

Колкото по-далече от нас се намира източникът на лъчение, толкова той е по-мъждив. Ако разберем истинската светимост на обекта, то сравнявайки я с видимия блясък, можем да намерим разстоянието.

Пробив в областта на фотометричните методи се случил с навлизането на фотографията в астрономията. В началото на ХХ век Харвардската обсерватория провела мащабна работа по определяне на блясъка на звездите по фотографските плаки.

Особено внимание се отделяло на променливите звезди, чийто блясък изпитва колебания. Изучавайки променливи звезди от специален клас – цефеиди – в Малкия Магеланов облак, Хенриета Левит забелязала, че колкото по-ярки са те, толкова по-голям е периодът на колебание на техния блясък – звездите с период няколко десетки дни се оказали около 40 пъти по-ярки от звездите с период от порядъка на денонощие.

Тъй като всички цефеиди на Левит се намирали в една и съща звездна система – Малкия Магеланов облак, можело да се смята, че те са отдалечени от нас на едно и също (макар и неизвестно) разстояние. Значи разликата във видимия им блясък е свързана с реални различия в светимостта.

Оставало да се определи по геометрични методи разстоянието до един цефеид, за да се калибрира цялата зависимост и да се получи възможност, измервайки периода, да се определи истинската светимост на всеки цефеид, а по нея и разстоянието до звездите и съдържащата ги звездна система.

Но за съжаление в околностите на Земята няма цефеиди. Най-близката от тях – Полярната звезда, е отдалечена от Слънцето, както се смята днес, на 130 парсека, тоест намира се извън пределите на досегаемост за наземните паралактични измервания. Това не позволявало да се хвърли мост от паралаксите към цефеидите и на астрономите се наложило да построят конструкция, която сега образно се нарича стълба на разстоянията.

Междинна степен в нея станали разсеяните звездни купове, включващи от няколко десетки до стотици звезди, свързани с общо време и място на раждане. Ако нанесем на графика температурата и светимостта на всички звезди от купа, голяма част от точките лежи на една наклонена линия (по-точно ивица), която се нарича главна последователност.

Към края на Вселената

Един от най-мощните извънгалактични методи за измерване на разстоянията е основан на закономерност, известна като съотношение Тали–Фишер – колкото по-ярка е спиралната галактика, толкова по-бързо се върти тя. Когато галактиката се вижда отстрани или под значителен наклон, половината от нейното вещество поради въртенето се приближава към нас, а другата се отдалечава, което води до разширение на спектралните линии вследствие на Доплеровия ефект.

По това разширение се определя скоростта на въртене, по нея – светимостта, а след това от сравнението с видимата яркост – разстоянието до галактиката.

В по-голям диапазон на разстоянията действа още една „стандартна свещ“ – свръхновите от тип Ia. Взривовете на такива свръхнови представляват „еднотипни“ термоядрени взривове на бели джуджета с маса малко по-голяма от критичната (1,4 слънчеви маси). Затова те нямат причини силно да варират по мощност.

Наблюденията на такива свръхнови в близките галактики, разстоянието до които е определено по цефеидите, сякаш потвърждава това постоянство и затова космическите термоядрени взривове се прилагат широко за определяне на разстоянията.

По-надалече засега действа само един метод – червеното отместване. Неговата история, както и историята на цефеидите, започва едновременно с ХХ век. През 1915 година американецът Весто Слайфър, изучавайки спектрите на галактиките, забелязал, че в повечето от тях линиите са изместени към червеното спрямо „лабораторното“ положение.

През 1924 г. немецът Карл Вирц обърнал внимание, че това отместване е толкова по-силно, колкото по-малки са ъгловите размери на галактиките. Но чак Едуин Хъбъл успява да сведе картината в едно през 1929 г. Според Доплеровия ефект червеното отместване на линиите в спектъра означава, че обектът се отдалечава от нас.

Съпоставяйки спектрите на галактиките с разстоянието до тях, определени по цефеидите, Хъбъл формулирал закон: скоростта на отдалечаване на галактиките е пропорционална на разстоянието до тях. Коефициентът на пропорционалност в това съотношение получил названието константа на Хъбъл.

Така било открито разширението на Вселената, а заедно с него и възможността за определяне на разстоянието до галактиките по техния спектър. Сега по червеното отместване се определя разстоянието до галактики, отдалечени от нас на хиляди мегапарсека.

Едва във втората половина на ХХ век астрономите се сдобили с нови методи за определяне на космическите разстояния – лазери и радиолокация. Те позволили хиляди пъти да се повиши точността на измервания в Слънчевата система.

Грешката на радиолокацията за Марс и Венера е няколко метра, а разстоянието до ъгловите отражатели, намиращи се на Луната, се измерва с точност до сантиметри. Приетата днес стойност на астрономическата единица е 149 597 870 691 метра.