Як виміряти те, до чого неможливо дотягнутися?

Уявіть, що вам потрі­бно дізна­ти­ся від­стань до дале­кої зірки чи гала­кти­ки. Очевидно, що засто­су­ва­ти зви­чай­ну руле­тку або лазер­ний дале­ко­мір тут немо­жли­во. Проте астро­но­ми вже давно навчи­ли­ся обчи­слю­ва­ти коло­саль­ні від­ста­ні у Всесвіті, вико­ри­сто­ву­ю­чи зако­ни фізи­ки, мате­ма­ти­ку та ретель­ні спо­сте­ре­же­н­ня. Які ж мето­ди дозво­ля­ють нам вимі­рю­ва­ти космі­чні від­ста­ні? Давайте роз­гля­не­мо основ­ні з них.

Світловий рік — одиниця, яку варто знати

Перед тим як роз­гля­да­ти мето­ди вимі­рю­ва­н­ня від­ста­ней, потрі­бно розі­бра­ти­ся з оди­ни­ця­ми вимі­ру. Найпоширенішою в астро­но­мії є сві­тло­вий рік. Це не оди­ни­ця часу, як може зда­ти­ся з назви, а міра від­ста­ні, що пока­зує, яку дистан­цію про­хо­дить сві­тло у ваку­у­мі за один зем­ний рік.

Швидкість сві­тла ста­но­вить при­бли­зно 299 792 458 метрів за секун­ду. Якщо пере­ве­сти це в мас­штаб одно­го року, то вийде близь­ко 9,461 триль­йо­на кіло­ме­трів. Це настіль­ки вели­ка вели­чи­на, що люд­сько­му розу­му скла­дно її уяви­ти. Проте вико­ри­ста­н­ня сві­тло­во­го року дозво­ляє опе­ру­ва­ти більш зру­чни­ми числа­ми при вимі­рю­ван­ні від­ста­ней у Всесвіті.

Метод паралаксу

Один із най­дав­ні­ших і най­то­чні­ших мето­дів вимі­рю­ва­н­ня від­ста­ней до близь­ких зірок — метод пара­ла­ксу. Він засно­ва­ний на явищі види­мо­го змі­ще­н­ня зірки на небі, якщо спо­сте­рі­га­ти за нею з різних точок зем­ної орбіти.

Аналогічний ефект можна спо­сте­рі­га­ти у пов­сяк­ден­но­му житті: якщо закри­ти одне око, а потім інше, див­ля­чись на пре­дмет перед собою, він трохи змі­сти­ться від­но­сно фону. Так само, коли Земля змі­нює своє поло­же­н­ня на орбі­ті, зірки зда­ю­ться трохи змі­ще­ни­ми. Вимірявши цей кут змі­ще­н­ня і зна­ю­чи діа­метр зем­ної орбі­ти, астро­но­ми можуть визна­чи­ти від­стань до об’єкта за допо­мо­гою три­го­но­ме­три­чних розрахунків.

Чим далі зна­хо­ди­ться зірка, тим мен­ший кут пара­ла­ксу, тому цей метод пра­цює лише для від­ста­ней до кіль­кох сотень сві­тло­вих років.

Стандартні свічки

Для вимі­рю­ва­н­ня більш від­да­ле­них об’єктів вико­ри­сто­ву­ють так звані «стан­дар­тні сві­чки» — астро­но­мі­чні об’єкти, чия яскра­вість добре відо­ма. Основний прин­цип мето­ду поля­гає у порів­нян­ні види­мої яскра­во­сті об’єкта з його реаль­ною яскра­ві­стю: чим далі зна­хо­ди­ться об’єкт, тим тьмя­ні­шим він здається.

Найпоширеніші «стан­дар­тні свічки»:

• Цефеїди – змін­ні зорі, у яких пері­од пуль­са­ції прямо пов’язаний із яскра­ві­стю. Вимірявши цей пері­од, астро­но­ми можуть визна­чи­ти справ­жню яскра­вість зорі і обчи­сли­ти від­стань до неї.
• Наднові типу Ia – вибу­хи білих кар­ли­ків, що мають майже одна­ко­ву яскра­вість. Оскільки ці вибу­хи над­зви­чай­но яскра­ві, їх можна бачи­ти навіть у дале­ких галактиках.

Визначаючи від­стань за яскра­ві­стю таких об’єктів, нау­ков­ці вико­ри­сто­ву­ють зако­ни фізи­ки і діа­гра­ми, як-от діа­гра­му Герцшпрунга-Рассела, що пов’язує спе­ктраль­ний клас зорі із її яскравістю.

Закон Хаббла та розширення Всесвіту

Для вимі­рю­ва­н­ня від­ста­ней до най­даль­ших гала­ктик вико­ри­сто­ву­є­ться закон Хаббла. Він вста­нов­лює зв’язок між від­стан­ню до гала­кти­ки та її швид­кі­стю від­да­ле­н­ня, яка визна­ча­є­ться за допо­мо­гою ефе­кту чер­во­но­го зсуву.

Червоний зсув — це змі­ще­н­ня спе­ктра випро­мі­ню­ва­н­ня у бік дов­ших хвиль через роз­ши­ре­н­ня Всесвіту. Чим далі зна­хо­ди­ться гала­кти­ка, тим швид­ше вона від­да­ля­є­ться від нас. Вимірявши це змі­ще­н­ня, можна обчи­сли­ти її швид­кість і, від­по­від­но, відстань.

Радіолокація і лазерна локація

Найточнішими мето­да­ми вимі­рю­ва­н­ня від­ста­ней у Сонячній систе­мі є радіо­ло­ка­ція і лазер­на локація.

• Радіолокація: поту­жний радіо­си­гнал від­прав­ля­є­ться на об’єкт, від­би­ва­є­ться від нього і повер­та­є­ться на Землю. Вимірявши час про­хо­дже­н­ня сигна­лу, можна обчи­сли­ти відстань.
• Лазерна лока­ція: замість радіо­хвиль вико­ри­сто­ву­є­ться лазер­ний про­мінь, що дозво­ляє отри­ма­ти ще більш точні резуль­та­ти. Наприклад, цей метод засто­со­ву­є­ться для вимі­рю­ва­н­ня від­ста­ні до Місяця з точні­стю до кіль­кох сантиметрів.

Інші методи

Існують також аль­тер­на­тив­ні спосо­би визна­че­н­ня космі­чних відстаней:

• Метод Таллі-Фішера – пов’язує яскра­вість спі­раль­ної гала­кти­ки зі швид­кі­стю її обертання.
• Ефект Сюняєва-Зельдовича – вико­ри­сто­ву­є­ться для визна­че­н­ня від­ста­ні до ску­пчень гала­ктик за змі­на­ми у мікро­хви­льо­во­му фоні.
• Гравітаційне лін­зу­ва­н­ня – засто­со­ву­є­ться для ана­лі­зу дале­ких об’єктів, коли сві­тло від них викрив­ля­є­ться під дією масив­них тіл, таких як гала­кти­ки чи чорні діри.

Вимірювання від­ста­ней у Всесвіті — це скла­дне зав­да­н­ня, що вима­гає засто­су­ва­н­ня різних мето­дик зале­жно від від­да­ле­но­сті об’єкта. Від пара­ла­ксу для близь­ких зір до чер­во­но­го зсуву для дале­ких гала­ктик — кожен метод є важли­вим для розу­мі­н­ня стру­кту­ри і роз­ви­тку космо­су. Завдяки цим техно­ло­гі­ям ми може­мо не лише визна­ча­ти поло­же­н­ня об’єктів, але й глиб­ше пізна­ва­ти при­ро­ду само­го Всесвіту.