Vemo, da je najbližja zvezda Zemlji Sonce. Če govorimo o objektih zunaj sončnega sistema, potem je na prvem mestu v bližini zvezdic Proxima Centauri in sistem Alpha Centauri. Toda kako to vemo?
Prve ljudi se niso posebej zanimale za zvezde, saj so vesolje smatrali kot statično kupolo, kjer so nebesna telesa trdno pritrjena nad Zemljo. Ampak potem so stari moški uganili, da je svet veliko bolj zapleten, kot se je zdelo na začetku.
Na primer, astronom iz antične Grčije Aristarchus of Samos v III stoletju pred našim štetjem. er Poskušal sem ugotoviti razdaljo sonca. Menil je, da bi morala biti zvezda locirana 20-krat dlje od lune (trenutna številka je 20-krat več). Sodobnejše številke je leta 1672 zagotovil astronom Jacques Dominique Cassini, ki je uporabil trenutek spopadanja Marsa (140 milijonov km).
Vizualizacija metode paralakse
Znanstveniki so dolgo časa uporabljali gibanje Venere za razumevanje parametrov sončnega sistema. Tako so nastali pomembni mednarodni projekti, kjer so znanstveniki z vsega sveta kombinirali opazovanja in izpeljane razdalje do vesoljskih objektov. Toda kako raziskovalci merijo te razdalje?
Najpreprostejša in prva metoda je bila paralaksa (triangulacija). Morda ne veste o tem, vendar nenehno opazujete učinek v običajnem življenju. Ne pozabite, kako ste šli v avto, vlak ali minibus. Morda ste opazili, kako hitro bližnji predmeti (kot so mesta in ljudje) utripajo v ozadju bolj oddaljenih objektov (gore, oblaki itd.). Sklep je preprost: odmik paralakse za bližnje objekte je veliko bolj pomemben in izjemen.
Učinek paralakse
Paralaksa se izračuna kot enačba. Potrebovali boste bazo (meritev dveh kotov in eno razdaljo) in poznavanje trigonometrije za izračun dolžine enega od nog v pravokotnem trikotniku. Daljša je baza, bolj pomembni bodo paralaktični premiki in koti.
Pri premikanju od enega konca baze do drugega se vidna smer spremeni v točko. Premik predmeta na ozadje oddaljenih nebesnih teles se imenuje paralaksni premik. Kaj bo opazovalec zemlje vzel kot osnovo? To je premer Zemljine orbite okoli sonca.
Najtežje je bilo uporabiti paralakso za bolj oddaljene zvezde. Preboj se je zgodil šele v XIX. Stoletju, ko so goniometrične naprave postale zelo natančne. Luck se je nasmehnil Vasiliju Struveu, ki je leta 1837 prvič objavil vrednost paralakse Vega zvezde - 0,12 kotne sekunde. Nadaljnje ugotovitve Friedricha Bessela so sledile za zvezdo Cygnus 61 - 0,3 ''.
Razdalje v metodi paralakse za druge zvezde so se začele meriti v parsekih (1 parsek = 3,26 svetlobnih let). To je izhodiščna točka, kjer se točno iz te razdalje gleda polmer orbite našega planeta pod kotom 1 sekundo. Če želite izračunati razdaljo do zvezde v parsekih, uporabite preprosto formulo, v kateri je 1 razdeljen z zvezdico v sekundah.
Metoda deluje dobro, če merite razdalje, ki niso daljše od 100 parsec (metoda paralakse trči z ovirami v obliki zemeljske atmosfere). Toda vesolje je neskončno. Kako videti bolj oddaljene predmete? Tukaj pomagajo fotometrične metode, ki so nastale z razvojem fotografije in spremenljivih zvezd (cepheid). Prvi, ki je uspel, je bil astronom Henriette Levitt. Študirala je sijaj zvezd na fotometričnih ploščah z uporabo Cepheidov na območju Malega Magellanovega oblaka. Uspela je razumeti, da se s povečanjem svetlosti zvezde in obdobjem nihanja svetlosti.
Zahvaljujoč svetlosti in vidljivosti cefeidov se lahko izsledijo predmeti v bližini njih. Če se spomnimo povezave med periodičnostjo in svetlostjo, potem v obliki cefeidov pridemo do koristnega orodja za izračun lestvic vesolja.
Vendar pa je težko izmeriti razdaljo do najbližjega Cepheida, saj je oddaljena za 130 parsec. Tako je nastala shema »stopnišne razdalje«, kjer so razpršene zvezdne kopice postale vmesna stopnja, kjer je za zvezdne objekte značilen celoten čas oblikovanja. Priprava grafa z indikatorjem temperature in svetlosti je pripeljala do izpeljave glavne vrstice. Vse zvezde v gruči so oddaljene od Zemlje skoraj za eno razdaljo, zato je njihova navidezna sijajnost omogočila izračun merila svetilnosti.
Potrebno je bilo določiti natančno razdaljo do vsaj ene grozda, da bi lahko naredili »prileganje glavnemu zaporedju«. To je pomagalo Pleiades in Hyades. Po tem smo že imeli stopnišče do najbližjih Cepheidov.
Plejade so odprta kopica, ki lahko vsebuje 3000 zvezd in je oddaljena 400 svetlobnih let (120 parsekov). Med imeni so: Sedem sester, NGC 1432/35 in M45.
Natančnost meritev se poveča, če opazujete zvezde, ki niso od Zemlje, ampak vsaj v orbiti. Zato se je leta 1989 začel satelit Hipparcos, s katerim so lahko predstavili astronomski katalog 120 zvezd z letnimi paralaksi.
Če želite iti še dlje, ne morete brez rdečega premika. Pojav metode je posledica astronoma Vesta Sliferja, ki je pri proučevanju galaktičnih spektrov opazil, da so številne črte premaknjene rdeče glede na opazovalca. Nato je Edwin Hubble prevzel razvoj teme, ki je izvedel Hubblovo konstanto in spoznal, da se galaksije odstranjujejo (hitrost odstranjevanja je sorazmerna z razdaljo do galaksije) in se vesolje širi. V sodobnem svetu je metoda rdečega pomika tista, ki omogoča določanje razdalj do oddaljenih galaksij. Seveda ne smemo pozabiti, da imajo zdaj znanstveniki naprednejše tehnologije opazovanja in satelite v orbiti, zato se razdalje do zvezd nenehno izboljšujejo. Na primer, zadnja naloga Gaia je natančno izmeriti paralakso, notranjo in radialno hitrost za 1 milijardo zvezd.
