Определение расстояний до космических объектов

Для определения расстояний до самых удаленных объектов во Вселенной, был разработан данный метод. По результатам исследований в области красных смещений в спектрах электромагнитного излучения сравнительно близких галактических объектов, расстояния до которых были измерены другими методами, был сформулирован закон Хаббла. В результате этого, появилась возможность для определения расстояния до объекта по значению красного смещения в его спектре.
Данный метод позволяет исследовать распределение облаков газа в межгалактической среде.
В спектре электромагнитного излучения, которое приходит к нам из далеких галактических источников, например квазаров, можно заметить полосы поглощения. Это происходит в случае прохождения электромагнитного излучения через межгалактические газовые облака. Эти облака находятся на разных расстояниях от наблюдателя, смотрящего на него с помощью его зрения. В соответствии с законом Хаббла линии поглощения, характерные для определенного газа, который содержится в облаках, имеют различные красные смещения. Благодаря смещению каждой из линий, можно определить расстояние до конкретных облаков, а благодаря ширине спектральных линий — мощность этих облаков по лучу зрения наблюдателя.
Данные межгалактические газовые облака, в основном, состоят из водорода. Эффект, получивший название «лес лайман альфа», был впервые обнаружен при наблюдении одной из наиболее интенсивных спектральных линий водорода, называемой «лайман альфа», которая является наиболее сильной. В ходе наблюдений за дальними источниками излучения было установлено, что эта спектральная линия поглощения присутствует на многих частотах волн. При этом, она регистрируется как серия — «лес» непрерывных линий поглощения в спектре, которые разделены участками спектра, в которых водород отсутствует. Этот факт говорит о том, что между облаками находящимися на расстоянии от глаз наблюдателя есть зоны свободные от водорода. «Лес» дискретных спектральных линий поглощения межгалактических газовых облаков, которые могут быть не только водородными, но и другими, может выглядеть по-другому при наблюдениях с разных ракурсов. Также существует возможность получения объемной картины распределения облаков газа в космосе.
В значении параллакса, или же «параллельного» (от греч. parallaxis — параллакс).
Это самый древний способ, с помощью которого можно определить расстояние до недоступных или далеких объектов. Имеется в виду также параллакс.
Этот метод впервые был использован для определения расстояний от Земли до Луны и Солнца. Помимо этого, в качестве базы были использованы максимально возможные расстояния на Земле — такие, которые сопоставимы с размером нашей планеты. В последующем, расстояния до Луны и Солнца неоднократно уточнялись с помощью радиолокационных методов.
Метод, который используется сегодня, был использован для первых измерений расстояний до звезд. В данных ситуациях для базы использовались отрезки, сопоставимые с величиной астрономической единицы.
Наиболее оптимальная дистанция, до которой еще можно применять данный метод, равна 100 парсекам, так как угловой размер эллипса, который описывается звездой, находящейся на данном расстоянии, составляет 0,01 угловой секунды. Этот угол можно измерить существующими приборами, используя минимальные углы.
На основе данных радиолокации
Радиолокация является современным и достаточно точным способом измерения расстояний от Земли до тел Солнечной системы. Данные о расстоянии между Землей и Солнцем были уточнены с помощью радиолокации. Оно оказалось равным 149597867,9 км или 0,9 км.
Принятие «третьего закона Кеплера»
В случае, если известно время обращения планеты вокруг Солнца и ее масса по сравнению с массой Солнца не имеет значения, можно вычислить большую полуось ее орбиты, используя третий закон Кеплера. Затем, с помощью соотношений астрометрии и небесной механики, можно легко определить расстояние от Земли до данной планеты в любой момент времени.
Применение фотометрического метода
Благодаря исследованиям ближайших звезд, расстояния до которых были измерены методом параллакса, удалось обнаружить зависимость их абсолютных звездных величин от спектральных или каких-либо других характеристик этих звезд. Используя фотометр для измерения звездной величины, можно узнать абсолютную звездную величину звезды и определить расстояние до нее, так как световой поток обратно пропорционален квадрату расстояния до источника света.
В последние годы стал широко использоваться метод определения расстояния до далеких объектов, таких как галактики и их скопления, с помощью визуальных звездных величин сверхновых звезд определенного типа. Этих новых сверхновых звезд отличает наличие отличительных деталей в спектрах, а также особенности кривых изменения блеска при вспышках и легко узнаваемые, тогда как их светимости в максимуме блеска очень мало различаются между собой.
Метод фотоэлектрических измерений используется и для определения расстояния до галактик по измерению их поверхностной яркости, которая является более или менее стандартной в определенных типах таких звездных систем.
Цефеид
Уровень точности определения расстояния до цефеид является фотометрическим методом. В то же время он выделяется, так как его применение оказалось очень эффективным для определения расстояний до звездных скоплений и галактик. Выяснилось, что светимости, или, как их еще называют, абсолютные звездные величины этих переменных звезд, находятся в прямой зависимости от периода изменения их блеска. Цефеиды обнаружили в системах нашей галактики и в ближайших галактических системах, благодаря этому удалось определить расстояние до этих объектов.