Чем измеряется расстояние: Единицы измерения расстояний и редактирование—Справка

Единицы измерения расстояний и редактирование—Справка

При редактировании единицы карты для фрейма данных используются при получении и вводе измерений и расстояний. Единицами карты называются единицы, используемые для отображения пространственных данных во фрейме данных. Единицы карты определяются системой координат фрейма данных. При редактировании все значения, которые вы вводите, по умолчанию будут считаться введенными в единицах карты. Вы можете посмотреть, какие единицы используются системой координат, если зайдёте в диалоговое окно Свойства фрейма данных (Data Frame Properties) на закладку Общие (General).

Иногда при создании объектов необходимо ввести значения, которые записаны в других единицах измерения, отличных от единиц карты. Когда вы вводите измерения, в ряде случаев возможен ввод значения в единицах измерения, отличных от единиц карты, с помощью добавления аббревиатур единиц измерения.

Например, представьте, что данные имеют систему координат State Plane и линейными единицами измерения являются футы. Вы получили измерения в метрах. Вместо преобразования измерений в футы, вы можете указать аббревиатуру для метров, m, после значения измерения и инструменты корректно преобразуют это расстояние.

Когда требуется ввести расстояние в инструменты редактирования, то всегда есть возможность указать единицы измерения и ввести число, которое будет преобразовано в единицы карты. Аббревиатуры единиц измерения работают только при использовании системы координат проекции, а не географической системы координат для фрейма данных.

Следующие секции описывают основные сокращения, которые поддерживаются для ввода при редактировании, а также их применение.

Метрические единицы

Единицы расстояния	Аббревиатура	Метров в единице	Описание
Километр	Км	1,000	1000 метров
Метр	М	1	Международная единица
Сантиметр	См	.01	Ровно 1/100 метра
Миллиметр	Мм	0.001	1/1000 метра

Метрические единицы

Британские единицы

Единицы расстояния	Аббревиатура	Метров в единице	Описание
Фут	Фт	0.3048	Стандартные футы используются в США. Также назывался британским футом и использовался во многих странах до введения метрической системы измерений.
Миля	Мл	1,609.344	Также определяемая как стандартная миля, равная 5,280 стандартных футов.
Морская миля	Нм	1,852	Морская миля — это единица измерения расстояний, используемая в основном в навигации на море и в авиации. Морская миля определяется как среднее расстояние на земной поверхности в одной минуте широты. В 1929 году морская миля была точно определена как 1852 метра или 6,076.11549 футов, эта единица расстояния известна как международная морская миля.
Чейн	Ch	20.1168	66 международных футов.
Ярд	Yd	0.9144	3 международных фута.
Род	Rd	5.0292	1/4 чейна, или 16.5 футов.
Линк	Lk	0.201168	1/100 чейна или 66/100 фута.
Дюйм	Д (in)	0.0254	1/12 международного фута.

Британские единицы

Геодезические единицы измерений США

Единицы расстояния	Аббревиатура	Метров в единице	Описание
Геодезический фут	ftUS	0.3048006096	Геодезические футы используются в Государственной системе координат США. В США фундаментальные геодезические единицы, такие как род, чейн, миля, акр, секция и округ связаны с геодезическим футом. Точный перевод американского геодезического фута в метры может быть выполнен путём умножения на дробь 1,200/3,937.
Геодезическая миля	miUS	1,609.3472186944	5,280 геодезических футов.
Геодезический чейн	chUS	20.1168402337	66 геодезических футов.
Геодезический род	rdUS	5.0292100584	1/4 геодезического чейна.
Геодезический линк	lkUS	0.2011684023	1/100 геодезического чейна.
Геодезический ярд	ydUS	0.9144018288	3 геодезических фута.

Геодезические единицы измерений США

Ввод определенных местоположений (DD, DMS, DDM, MGRS, USNG и UTM)

В командах редактирования, которые требуют ввода определенных местоположений, вы можете указывать местоположения с помощью пары координат широта/долгота, местоположения в системе грид координат Military Grid Reference System (MGRS), местоположение в системе координат U.S. National Grid (USNG) или с помощью координат в системе координат UTM. По умолчанию единицами измерения являются единицы карты, но вы можете нажать кнопку Единицы чтобы выбрать единицы для ввода координат.

Это те же форматы, которые используются в команде Перейти к точке XY (Go To XY). Ниже приведены указания для ввода таких значений. Их можно использовать для команды Абсолютные XY (Absolute XY) и таких команд, как Переместить в, которые позволяют перемещать вершины или элементы топологии в заданную точку.

• Помните, что x — это значение долготы (Восточной/Западной), а y — значение широты (Северной/Южной), они указываются именно в таком порядке. Сферические координаты не всегда указываются в таком же порядке, поэтому убедитесь, что в диалоговом окне вы сначала ввели значение долготы. Например, если вам даны значения 17.1325, -60.666, нужно уточнить какое из этих значений является широтой, а какое долготой. Наиболее удобным способом однозначного задания координат является указание полушария с помощью букв В, З, С, Ю (E, W, N, S).
• Если вы работаете в форматах Десятичные градусы (DD), Градусы Минуты Секунды (DMS) или Градусы, десятичные минуты (DM), значения координат можно внести с отрицательным знаком, если точка находится в западном или южном полушарии, или добавить символы E, W, N, S.
• Значения координат в форматах DMS или DM можно разделять пробелами или специальными символами °, ‘, » (удобно, когда вы копируете значения координат из других диалоговых окон или приложений), можно сочетать оба способа.
• Независимо от того, какой формат координат (DD, DMS или DM) вы используете, значения можно ввести в любом из них, после чего они автоматически конвертируются в выбранный.
• Если вы работаете с форматами DD и DM, то введенные значения координат всегда конвертируются в строки с отрицательными значениями для западного и южного полушарий.
• Если вы используете формат DMS, то введенные координат конвертируются в строки с буквами E, W, N, S для определения полушария, а также со специальными символами °, ‘, «.
• При использовании систем координат MGRS или USNG, убедитесь, что в строке координат нет пробелов.

Примеры корректного ввода координат в виде долгота-широта

-45	-45
45 W	45 S
45.50W	45.50S
W45	S45
45 30.5W	44 30.5S
45° 30’30″W	45°30’30″N
45 30 30 W	45 30 30 N
-45 30 30	45 30 30
45 30.50W	45 30.50
-45.50833	45.50833

Примеры корректного ввода координат в форматах MGRS и USNG

18SUH	100,000-метровый квадрат	0-разрядная координата
18SUH64	10,000-метровый квадрат	2-разрядная координата
18SUH6743	1,000-метровый квадрат	4-разрядная координата
18SUH678432	100-метровый квадрат	6-разрядная координата
18SUH67894321	10-метровый квадрат	8-разрядная координата
18SUH6789043210	1-метровый квадрат	10-разрядная координата

Примеры корректного ввода координат в формате UTM

17R 419230 2714967

1-метровый квадрат

13-разрядная координата

Коэффициенты конвертации

Для конвертации из одной системы измерений в другую используются специальные коэффициенты пересчёта. Для конвертации значений из одной системы единиц измерения в другую следует использовать соответствующие коэффициенты пересчёта. Например, чтобы пересчитать футы в сантиметры, надо умножить футы на число 30,48 (27 футов x 30,48 = 822,96 сантиметров). Их список содержится в PDF файле коэффициентов пересчета.

Если ссылка не работает, то можно открыть файл conversion_constants.pdf из папки \Documentation в директории установки ArcGIS. Для просмотра этого документа нужна программа Adobe Reader.

О геодезических футах США

В 1959 году Национальное Бюро стандартов и Служба береговой и геодезической съёмки США решили переопределить отношение дюйм-сантиметр. Решили, что один дюйм равен ровно 2,54 сантиметрам, а один фут — ровно 0,3048 метрам. Однако в данном соглашении оговаривается, что более старое значение 39,37 дюймов в одном метре будет относиться к геодезическим футам США (U.S. survey foot).

Одной из причин этой оговорки является то, что государственные системы координат, которые созданы на основе национальной геодезической сети, основываются на отношении метра к дюйму в соотношении 1 к 39,37.

Разница между этими двумя значениями одного фута невелика, две миллионных, однако она всё же влияет на точность измерений. Основные объекты геодезической съёмки — роды, чейны, акры, статутные мили, округа и районы — все привязаны к соотношению 39,37 дюймов в одном метре.

Таблица геодезических футов США представляет исправленные значения (геодезические значения) с помощью таблицы преобразования с коэффициентом 39,37.

Связанные темы

Отзыв по этому разделу?

В чем измеряют расстояние и скорость на море?

В каких единицах измеряют расстояние и скорость на море? Об этом можно узнать, прогуливаясь по территории Музея Мирового океана в Калининграде. Дорожка вдоль пристани на территории музея содержит несколько вмонтированных в камень металических информационных табличек, с полезной информацией.

В этой заметке я постараюсь рассказать немного больше, чем вы прочитаете на этих табличках.

Итак, первая табличка на пути с нулевой отметкой расстояния и вопросом.

Начало отсчета 185,20 метров (один кабельтов). Фото: Vladimir Shveda

Идем дальше и узнаем, что небольшие расстояния на море измеряют с помощью единицы, которая называется кабельтов. Кабельтов — внесистемная единица измерения расстояний.

0,1 кабельтова. Фото: Vladimir Shveda

Что такое кабельтов?

Кабельтов — это трос для швартов и буксиров. Как единица измерения кабельтов стал использоваться потому, что трос на судне практически всегда был одной длины.

Что такое кабельтов. Фото: Vladimir Shveda

Международный кабельтов

Различаются несколько видов кабельтов. Мера длины — привязанная к длине меридиана. Это международный кабельтов. Он равен 1/10 морской мили или 6 угловых секунд меридиана. Что составляет 185,20 метров!

Длина морской мили, принятая в России составляет 1852 метра. Приблизительно 6080 футов.

Международный кабельтов. Фото: Vladimir Shveda

Обычный кабельтов

Артиллерийский или обычный кабельтов. Он равен 100 морским саженям, или 600 футов, или 182,88 метра. Морская сажень — единица измерения в английской системе мер и производных от нее. 1 морская сажень равна 6 футам. Морская сажень примерно равна расстоянию между двух вытянутых рук (еще название — «маховая сажень»).

Морская сажень также равняется ровно 2 ярдам, или 1,8288 метра.

Обычный кабельтов. Фото: Vladimir Shveda

Кабельтов Великобритании

Адмиральский кабельтов или кабельтов Великобритании равен 1 десятой адмиральской мили, или 608 футам, или 185,3184 метра. Данная мера длины была распространена вплоть до стандартизации 1970 года, когда морская миля в Великобритании составляла 6080 футов, или 1853,184 метра.

Кабельтов Великобритании. Фото: Vladimir Shveda

Старый кабельтов США

В мерах на море отличались все, кто только мог. Старый кабельтов США был равен 120 морских саженей, или 720 футов, или 219,456 метров. Честно говоря, даже не знаю, почему так!

Старый кабельтов США. Фото: Vladimir Shveda

Как видите, необходима была стандартизация, иначе измерение расстояний превращалось в постоянную арифметическую работу по пересчету мер длины.

Морская миля. Фото: Vladimir Shveda

Соответственно на Международной гидрографической конференции в Монако в 1929 году была принята международная морская миля (International Nautical Mile), которая стала равна ровно 1852 метрам!

Сколько метров в морской миле. Фото: Vladimir Shveda

В чем измеряется скорость на море?

Мера скорости на море называется узлы! Запутанно как то на первый взгляд. Но это просто название, для краткости и удобства. А с определением скорости все довольно просто. 1 узел равен одной морской миле в час. Или 1,852 километра в час (км/ч), или 0,514 метров в секунду.

Скорость на море — узлы. Фото: Vladimir Shveda

Почему узел?

Почему узел как мера скорости судна распространен и применяется до настоящего времени? Дело в том, что судно, идущее на скорости 1 узел вдоль меридиана, за один час проходит одну угловую минуту географической широты. Соответственно такая мера скорости удобна при навигационных расчетах.

Вот и прошли один кабельтов! Фото: Vladimir Shveda

Прогулки иногда бывают очень познавательны.

Приятных путешествий! И добавляйте сайт в закладки! Будет много интересного!

Автор: Vladimir Shveda

Фото: Vladimir Shveda

 

 

 

 

Единицы измерения длины, расстояния, площади, объема

Единицы измерения длины, расстояния
Метр – основная единица расстояния СИ. Метр есть длина пути, проходимого светом в вакууме за интервал времени 1/299 792 458 секунды.

1 миллиметр (mm,мм) = 1/1000 м = 10 ^-3 m
1 сантиметр (cm,см) = 10 мм
1 дециметр (dm,дм) = 10 см
1 метр (m,м) = 100 см
1 километр (km,км) = 1000 м
1 дюйм (in, 1″) = 25,4 мм
1 фут (ft, 1′) = 12 in = 0,3048 м
1 ярд (yd) = 3 ft = 36 in = 0,9144 м
1 миля (ml) = 1760 yd = 1609,344 м
1 морская миля = 10 кабельтов = 6076,1154 ft = 1852 м
1 астрономическая единица (av) = 149 597 870 км

1 световой год = 9,46 x 10¹² км = 0,3066 pc = 63240 av
1 парсек (pc) = 3,085 x 10¹³ км = 206 264,8 av

Единицы измерения площади
1 квадратный миллиметр (мм²) = 1/1000000 м² = 10^-6 м²
1 квадратный сантиметр (см²) = 100 мм²
1 квадратный дециметр (дм²) = 100 см²
1 квадратный метр (м²) = 100 дм²
1 ар (сотка) (a) = 100 м²
1 гектар (га) = 100 a
1 квадратный километр (km²) = 100 га = 10000 a
1 квадратный дюйм (sq in)= 6,4516 cm²
1 квадратный фут (sq ft)= 144 sq in = 0,09290304 м²
1 квадратный ярд (sq ya)= 9 sq ft = 1296 sq in = 0,836309 м²
1 акр (acre)= 4840 sq ya = 43560 sq ft = 4046,8564244 м²
1 квадратная миля (sq ml)= 640 акр= 258,99 га

Единицы объема
1 кубический миллиметр (мм³) = 0,000001 литр 1 кубический сантиметр (см³) = 0,001 литр
1 кубический дециметр (дм³) = 1000 см³= 1000000 мм³ = 1 л
1 кубический метр (м³) = 1000 дм³= 1000000 см³ = 1000 л
1 литр (л)= 1 dm³
1 миллилитр (мл)= 1 cm³
1 декалитр (dl)= 10 дм³
1 гектолитр (hl)= 10 dl = 100 дм³
1 кубический дюйм (cu in)= 16,387064 cm³
1 кубический фут (cu ft)= 1728 cu in = 0,02831685 м³
1 кубический ярд (cu ya)= 27 cu ft = 0,763551944 м³
1 британская пинта (british pint) = 0,57 л
1 британский галлон (british gallon) = 4.54609188 л
1 галлон США (US gallon) = 3.785411784 л
1 британский баррель (british barrel) = 163,65 л
1 баррель США (US barrel) = 158,987 л

Единицы измерения (веса) массы
1 килограмм (кг) = 1 литр воды имеет массу примерно 1 кг (при +4⁰C)
1 миллиграмм (мг) = 1000 г 1 грамм (г) = 0,001 кг
1 центнер (ц)= 100 кг
1 тонна (т)= 1000 кг
1 фунт (lb)= 453,59 г
1 унция (oz) = 28,35 г

Единицы измерения информации
Бит — единица измерения количества информации, равная одному разряду в двоичной системе счисления
1 бит (b) = 0 или 1, «да» или «нет»
1 байт (B) = 8 b
1 килобайт (KB) = 1024 B
1 мегабайт (MB) = 1024 KB
1 гигабайт (GB) = 1024 MB
1 терабайт (TB) = 1024 GB

Звезда с звездою говорит

Вы, вероятно, слышали и про световые года, и про парсеки и представляете себе, что это очень далеко от нас, а если у галактик есть еще и красное смещение, то это где-то совсем на краю Вселенной. Мы решили написать подробный обзор о том, что такое астрономические расстояния и как человечество узнает, насколько далеки от нас объекты, до которых мы не можем (и, скорее всего, никогда не сможем) добраться.

Если вам лень читать всю статью целиком, то вот вам схема, фактически полностью раскрывающая ее содержание. Это так называемая «лестница космических расстояний», которая показывает, как далеко от нас находятся различные космические тела — от объектов Солнечной системы до скоплений галактик — и, что более важно, какими методами эти расстояния измеряют. Если же схема покажется вам избыточно сложной, то наша статья поможет в ней разобраться.

Лестница космических расстояний, которая ведет от ближайших к нам звезд (внизу) до крупномасштабной структуры Вселенной (наверху). Розовым цветом выделены методы измерения, основанные на знании законов звездообразования, светло-зеленым — методы, основанные на маломассивных и переменных звездах, синим — геометрические методы определения расстояний, бордовым — методы измерения расстояний по вспышкам сверхновых, темно-зеленым — прочие разнообразные методы, вроде эффекта Сюняева-Зельдовича или гравитационных волн. Важно, что все методы взаимосвязаны — это позволяет перепроверять и уточнять их.

Richard de Grijs

Стандартные единицы

Начать, видимо, надо с того, что стандартные единицы — метры или километры — используются только в узких разделах астрономии, при изучении ближайших к нам небесных тел: когда надо определить радиус Солнца, размер красного пятна Юпитера, параметры колец Сатурна или каких-то уникальных компактных объектов Вселенной, вроде нейтронных звезд.

Если говорить о том, как далеко от нас находятся объекты, то самые большие расстояния, измеряемые в километрах, — это расстояния до других планет Солнечной системы. Связано это в том числе и с тем, что измерялись они с помощью радио-радаров, которые посылали сигналы известной частоты и фиксировали время, необходимое сигналу, отразившемуся от поверхности планеты, для возвращения. Радары постоянно используются на Земле, поэтому ничего нового для определения расстояния, скажем, до Венеры изобретать не пришлось, отсюда и привычные единицы измерения — километры. Законы движения небесных тел позволяют определить расстояние до более далеких тел через более близкие. Так, зная расстояние до Венеры, нетрудно очень точно рассчитать расстояние до Солнца. Для этого достаточно вооружиться простейшими знаниями тригонометрии и представить Землю, Солнце и Венеру в вершинах прямоугольного треугольника. Но к синусам мы еще вернемся, поэтому давайте просто скажем, что метры и километры довольно редко используются в качестве шкалы расстояний, хотя опытный астрофизик всегда переведет все свои расстояния именно в них, прежде чем читать научно-популярную лекцию.

Следующая ступенька лестницы расстояний — астрономическая единица (а.е.), которая раньше была привязана к среднему расстоянию до Солнца (не надо забывать, что орбита Земли — это эллипс, а значит, расстояние меняется в течение года). В наше время астрономическая единица выражается через расстояние от Солнца, на котором оно будет создавать гравитационный потенциал определенной величины, и равна 149597870700 метрам (примерно 150 миллионам километров). Исторически астрономическая единица связана с параметрами орбиты Земли, ее точное измерение стало возможным после открытия Кеплером законов движения небесных тел и наблюдений Христианом Гюйгенсом прохождения Венеры по диску Солнца. Поэтому сейчас обозначение «а.е.» встречается в работах, описывающих положение тел в Солнечной системе (например, Юпитер находится на расстоянии 4,95 а.е., диаметр пояса астероидов — 6,4 а.е., гипотетическое облако Оорта удалено от нас на 20000–50000 а.е.) или положение тел, вращающихся вокруг других звезд (так, ближайшая к нам землеподобная экзопланета, Проксима Б, находится всего в 0,05 а.е. от своего светила). Иногда эти же единицы используются в более узких разделах астрофизики, например, при изучении протопланетных дисков или туманностей, но в таких работах, опять же, должна присутствовать центральная звезда (или ее остаток), от которой эти единицы отсчитываются. Значение астрономической единицы известно с точностью +/-3 метра, но для работы с по-настоящему космическими масштабами она маловата. Если мы хотим выйти за пределы Солнечной системы и измерить расстояния до других звезд и галактик, нам нужна линейка побольше.

Метод параллакса

Такая линейка известна еще с античных времен и требует лишь самых простых знаний тригонометрии. Она использует метод параллакса, и вы легко схватите его суть, если вытянете указательный палец перед собой и, поочередно закрывая левый и правый глаз, увидите, что положение пальца относительно какого-то более далекого предмета (например, выключателя на стене) сдвинулось. Теперь все довольно просто — измеряя положение звезд на небе в январе и в июле, мы увидим, что часть из них сместилась, а часть осталась на месте. Если предположить, что те звезды, которые остались на месте, находятся намного дальше и их можно использовать для привязки (подобно выключателю на стене), то, зная путь, который Земля описала вокруг Солнца за полгода, можно узнать расстояние до тех звезд, которые по небу все-таки переместились. Легко, не правда ли? Не поленитесь — возьмите лист бумаги, карандаш и попытайтесь получить формулу, которая сможет превратить угол, на который сместилась звезда, в расстояние до нее. Кроме тех данных, что мы вам уже дали, вам понадобится всего лишь вспомнить определение синуса. Мы уверены, что вам удастся получить формулу — она проста и по-своему элегантна (если все же не получается, формулу можно найти здесь).

Таким образом, для определения расстояния с помощью параллакса достаточно знать точное расстояние от Земли до Солнца и иметь телескоп, который измеряет угловые расстояния между звездами. Выражать это расстояние через а.е. не очень удобно — когда метод стал использоваться, параметры земной орбиты постоянно уточнялись. То есть после каждой новой поправки данных об орбите пришлось бы пересчитывать и все расстояния. Поэтому была предложена новая единица — парсек. Парсек привязан к астрономической единице и равен расстоянию, на котором должна находиться звезда, чтобы при измерении ее положения на небе в двух максимально удаленных друг от друга точках орбиты Земли (то есть второе наблюдение должно быть ровно через 6 месяцев после первого) видимое смещение — параллакс — этой звезды составлял две угловых секунды. Отсюда и название, объединяющее слова «параллакс» и «секунда». Один парсек равен примерно 206 000 а.е. Метод параллакса был исторически первым способом найти достоверные расстояния до ближайших к нам звезд — в середине XIX века в один и тот же год немецкий ученый Фридрих Бессель установил, что до двойной звезды 61 Лебедя 3,5 парсека, а Василий Струве измерил параллакс Веги в созвездии Лиры, который оказался равным 0,125 угловых секунд (примерно соответствует расстоянию в 7 парсек). Применение метода параллакса повлияло без преувеличения на все разделы астрофизики. Еще бы — если раньше единственными точно измеряемыми параметрами небесных тел были их координаты и видимый блеск, то сейчас появилось третье измерение — расстояние до них.

Геометрическое представление парсека — это растояние, на котром должна находиться звезда, чтобы при движении Земли по орбите она переместилась на 1 угловую секунду.

Frédéric Arenou / hip.obspm.fr

До сих пор параллакс остается единственным способом измерить расстояние до объекта напрямую, а не вывести его из различных физических моделей и гипотез. Со времен Струве и Бесселя был измерен годичный параллакс тысяч объектов, но первое точное масштабное измерение параллаксов ближайших к нам звезд выполнил космический спутник Hipparcos в 1997 году. Спутник определил расстояния до более чем миллиона звезд.

Парсек и его производные, килопарсек, гигапарсек, — это основные единицы для обозначения размеров и расстояний у астрономов. Для примера, ближайшая к нам звезда, Проксима Центавра, находится в 1,3 парсеках, до центра Млечного Пути около 8000 парсек, а до Туманности Андромеды — 780 000 парсек (780 килопарсек). Мегапарсеки и гигапарсеки (то есть миллионы и миллиарды парсек) применяются для обозначения расстояний между галактиками и скоплениями галактик.

Космический аппарат Hipparcos, составивший каталог расстояний и координат для более чем миллиона звезд

European Space Agency

А как же световой год? Несмотря на их повсеместное употребление в научно-популярной литературе, сами астрофизики этими единицами почти не пользуются. И на то есть несколько причин. Во-первых, парсек — это измеряемая величина, в то время как напрямую узнать, сколько времени свет шел до нас, невозможно — он, естественно, не стареет во время пути. Во-вторых, парсек исторически начал использоваться раньше и очень многие эмпирические формулы выведены так, что парсек там является естественной единицей. Например, разность видимой (m) и абсолютной (M) звездной величины равна десятичному логарифму расстояния до звезды (d), выраженного именно в парсеках:

В-третьих, стоит сказать, что космос не абсолютно пустой: там есть холодные газовые облака, пыль, плазма, а как мы помним из курса физики, скорость распространения света в среде отличается от скорости света в вакууме. Поэтому, если бы ученые использовали световые года для измерения расстояний, повсеместно встречались бы следующие оговорки: «расстояние до этого плотного светового скопления составляет 45,57 световых лет (свет в реальности покинул скопление 44,97 года назад)». Согласитесь, это неудобно.

Стандартные свечи

Как мы уже сказали, измерить расстояние напрямую с помощью параллакса можно только для небольшого числа звезд в окрестностях Солнечной системы. Теперь же давайте коснемся методов измерения расстояний до более удаленных объектов. Пусть у нас есть надежная единица измерения, но как провести само измерение? Эта задача может быть сформулирована так: существует ли у далеких звезд какой-нибудь параметр, измеряя который мы можем понять, насколько далеко она удалена от нас? Напомним, что измерять напрямую мы можем только положение звезды на небе и ее яркость. Маловато, не правда ли? Однако этого оказалось достаточно, когда Генриетта Ливитт обнаружила, что существует класс переменных звезд, у которых время изменения яркости зависит от их звездной величины. То есть чем ярче звезда, тем медленнее она пульсирует. Первая подобная звезда была обнаружена в созвездии Цефея, поэтому такие звезды назвали цефеидами. Теперь дело почти в шляпе — если мы найдем две звезды, которые пульсируют с одним и тем же периодом, и будем знать расстояние до одной из них (ведь до ближайших звезд, спасибо параллаксу, мы его знаем!), то расстояние до второй мы найдем как раз с помощью той самой формулы, которая приведена выше. После этого открытия были обнаружены сотни и тысячи переменных звезд, которые помогли значительно расширить (в прямом смысле слова) наши представления о Галактике, а в 1923 году Эдвин Хаббл измерил по переменным звездам расстояние до туманности Андромеды и пришел к выводу, что это отдельная галактика. Так человечество узнало, что наша галактика — всего лишь одна из множества подобных.

Цефеиды — это первый, но далеко не единственный способ, которым сейчас пользуются астрофизики. Переменные типа RR Лиры, цвет звезды, скорость изменения яркости новых и сверхновых определенного типа, радиоизлучение пульсаров — все эти методы основаны на измерениях излучения объекта для точного определения расстояния и объединены в понятие «стандартные свечи». Сравнивая яркость этой свечи с яркостью любой другой свечи, которую вы видите, вы всегда можете определить расстояние до нее. Множество подобных «стандартных свечей» и приведены на схеме в начале нашей статьи — все они связаны друг с другом и образуют хорошо откалиброванную систему, которая применяется на масштабах от нескольких парсек до сотен мегапарсек.

Красное смещение 

На этом обзор можно было бы и завершить, если бы Вселенная была статичной. Поскольку же мы знаем, что она расширяется (спасибо все тому же Эдвину Хабблу), то на большом удалении от нас понятие расстояния почти теряет смысл: вы имеете в виду расстояние сейчас, когда мы приняли свет, или расстояние на тот момент, когда он был испущен? И вообще, уверены ли мы, что длина метровой линейки 13 миллиардов лет назад была равна метру? Космологи придумали много координатных систем, чтобы обойти эти острые углы. Например, ввели понятие сопутствующей длины (и сопутствующего объема). Смысл его в том, что если мы сейчас выделим некий объем, скажем, один кубический парсек, то в прошлом он будет, конечно, другим — из-за расширения Вселенной. Насколько другим? Разные космологические модели отвечают на этот вопрос по-разному. Это зависит от количества и влияния темной энергии, от того, какие законы работали в ранней Вселенной, от того, прав ли Эйнштейн или же его общую теорию относительности надо модифицировать. Но если мы выделим какой-то объем спустя немного времени после рождения Вселенной и через 13,7 миллиарда лет (то есть сейчас), он будет равен кубу со стороной 1 парсек — мы назовем его кубом с сопутствующим объемом в один кубический парсек.

Красное смещение квазара легко вычислить: линия водорода смещена с лабораторных 660 нанометров до 760. Простые вычисления дают нам красное смещение z=0,15.

Ethan Siegel / scienceblogs.com

Это помогает космологам, но не очень помогает наблюдателям. Поэтому для определения расстояний до галактик вне нашей Местной Группы астрофизики используют термин «красное смещение». Суть его чрезвычайно проста — из-за расширения Вселенной все спектральные линии в звездах и галактиках сдвинуты в красную сторону, и этот сдвиг можно измерить в спектрографах с очень высокой точностью. Тут придется ввести вторую (и последнюю) формулу в нашей статье:

где λ галактики — это длина волны света, дошедшего до нас из далекой галактики, λ лаборатории — длина волны света от того же процесса в нашей лаборатории, а z — собственно красное смещение. То есть если вам говорят, что красное смещение галактики равно 1 — это значит, что она находится от нас так далеко и летит от нас так быстро, что длина волн всех спектральных линий у нее стала в два раза больше. На Земле в лаборатории дважды ионизированный кислород излучает на 500 нанометрах, а в излучении той галактики мы увидим его на длине волны 1000 нанометров.

Вселенная расширяется, пока свет от одной галактики дойдет до другой.

John D. Norton / pitt.edu

Красное смещение, конечно же, можно перевести и в парсеки, и в километры, и в годы (как давно галактика испустила свет, если ее красное смещение равно 3?), и для этого в интернете есть очень удобные «космологические калькуляторы», но если вы попытаетесь им воспользоваться (а мы призываем вас это сделать!), то сразу обратите внимание на то, что ваш ответ будет сильно зависеть от множества сторонних параметров и величин: какую постоянную Хаббла вы берете, плоская у вас Вселенная или нет, какова там плотность вещества? Именно поэтому ученые предпочитают оставлять все в безразмерных единицах красного смещения, обозначаемых буквой «z» — они однозначно измеряются и не зависят от того, какую космологическую модель вы используете. Для того чтобы тут уверенно ориентироваться, достаточно знать, что сейчас мы живем (и всегда будем жить) при красном смещении 0, смещение равное единице примерно соответствует половине времени жизни Вселенной, а Большой Взрыв произошел при z равном бесконечности.

Еще одно возможное представление расширяющегося пространства — растягивая резинку с нарисованной на ней волной мы заметим, что волна растягивается. С точки зрения физики, это и называется космологическим красным смещением.

Dmitri Pogosyan / sites.ualberta.ca

Астрофизиков часто спрашивают: «А вы можете представить себе величины, с которыми работаете? Каково это — постоянно думать о предметах, которые настолько больше всего, что можно потрогать на Земле? Вы с ума не сходите?» Ответим так: наличие живого воображения никак не влияет на нашу способность оперировать парсеками, миллиардами лет и даже геометрией целой Вселенной — возможно, именно потому, что астрофизики не пытаются постоянно перевести все в метры или минуты. Поэтому мы надеемся, что рассказ об используемых в науке астрономических величинах поможет читателям лучше ориентироваться в мире астрофизики, не путаясь во множестве нулей. И если вдруг кто-то захочет указать размеры нашей галактики в метрах, попугаях или дошираках, то пусть помнит — в парсеках это гораздо удобнее.

Марат Мусин

Расстояния в космосе

Расстояние между Землей и Луной громадно, но кажется крохотным в сравнении с масштабами космоса.

Космические просторы, как известно, довольно масштабны, а потому астрономы не используют для их измерения метрическую систему, привычную для нас. В случае с расстоянием до Луны (384 000 км) километры еще могут быть применимы, однако если выразить в этих единицах расстояние до Плутона, то получится 4 250 000 000 км, что уже менее удобно для записи и вычислений. По этой причине у астрономов в ходу иные единицы измерения расстояния, о которых читайте ниже.

Астрономическая единица

Наименьшей из таких единиц является астрономическая единица (а.е.). Исторически так сложилось, что одна астрономическая единица равняется радиусу орбиты Земли вокруг Солнца, иначе – среднее расстояние от поверхности нашей планеты до Солнца. Данный метод измерения был наиболее подходящим для изучения структуры Солнечной системы в XVII веке. Ее точное значение 149 597 870 700 метра. Сегодня астрономическая единица используется в расчетах с относительно малыми длинами. То есть при исследовании расстояний в пределах Солнечной системы или других планетных систем.

Световой год

Несколько большей единицей измерения длины в астрономии является световой год. Он равен расстоянию, которое проходит свет в вакууме за один земной, юлианский год. Подразумевается также нулевое влияние гравитационных сил на его траекторию. Один световой год составляет около 9 460 730 472 580 км или 63 241 а.е. Данная единица измерения длины используется лишь в научно-популярной литературе по той причине, что световой год позволяет читателю получить примерное представление о расстояниях в галактическом масштабе. Однако из-за своей неточности и неудобности световой год практически не используется в научных работах.

Материалы по теме

Парсек

Наиболее практичной и удобной для астрономических вычислений является такая единица измерения расстояния как парсек. Чтобы понять ее физический смысл, следует рассмотреть такое явление как параллакс. Его суть состоит в том, что при движении наблюдателя относительно двух отдаленных друг от друга тел, видимое расстояние между этими телами также меняется. В случае со звездами происходит следующее. При движении Земли по своей орбите вокруг Солнца визуальное положение близких к нам звезд несколько меняется, в то время как дальние звезды, выступающие в роли фона, остаются на тех же местах. Изменение положения звезды при смещении Земли на один радиус ее орбиты, называется годичный параллакс, который измеряется в угловых секундах.

Тогда один парсек равен расстоянию до звезды, годичный параллакс которой равен одной угловой секунде – единице измерения угла в астрономии. Отсюда и название «парсек», совмещенное из двух слов: «параллакс» и «секунда». Точное значение парсека равняется 3,0856776·10¹⁶ метра или 3,2616 светового года. 1 парсек равен примерно 206 264,8 а. е.

Метод лазерной локации и радиолокации

Эти два современных метода служат для определения точного расстояния до объекта в пределах Солнечной системы. Он производится следующим образом. При помощи мощного радиопередатчика посылается направленный радиосигнал в сторону предмета наблюдения. После чего тело отбивает полученный сигнал и возвращает на Землю. Время, потраченное сигналом на преодоление пути, определяет расстояние до объекта. Точность радиолокации – всего несколько километров. В случае с лазерной локацией, вместо радиосигнала лазером посылается световой луч, который позволяет аналогичными расчетами определить расстояние до объекта. Точность лазерной локации достигается вплоть до долей сантиметра.

Телескоп ТГ-1 лазерного локатора ЛЭ-1, полигон Сары-Шаган

Метод тригонометрического параллакса

Наиболее простым методом измерения расстояния до удаленных космических объектов является метод тригонометрического параллакса. Он основывается на школьной геометрии и состоит в следующем. Проведем отрезок (базис) между двумя точками на земной поверхности. Выберем на небосводе объект, расстояние до которого мы намерены измерить, и определим его как вершину получившегося треугольника. Далее измеряем углы между базисом и прямыми, проведенными от выбранных точек до тела на небосводе. А зная сторону и два прилежащих к ней угла треугольника, можно найти и все другие его элементы.

Тригонометрический параллакс

Величина выбранного базиса определяет точность измерения. Ведь если звезда расположена на очень большом расстоянии от нас, то измеряемые углы будут почти перпендикулярны базису и погрешность в их измерении может значительно повлиять на точность посчитанного расстояния до объекта. Поэтому следует выбирать в качестве базиса максимально отдаленные точки на Земле. Изначально в роли базиса выступал радиус Земли. То есть наблюдатели располагались в разных точках земного шара и измеряли упомянутые углы, а угол, расположенный напротив базиса назывался горизонтальным параллаксом. Однако позже в качестве базиса стали брать большее расстояние – средний радиус орбиты Земли (астрономическая единица), что позволило измерять расстояние до более отдаленных объектов. В таком случае, угол, лежащий напротив базиса, называется годичным параллаксом.

Данный метод не очень практичен для исследований с Земли по той причине, что из-за помех земной атмосферы, определить годичный параллакс объектов, расположенных более чем на расстоянии в 100 парсек – не удается.

Однако в 1989 год Европейским космическим агентством был запущен космический телескоп Hipparcos, который позволил определить звезды на расстоянии до 1000 парсек. В результате полученных данных ученые смогли составить трехмерную карту распределения этих звезд вокруг Солнца. В 2013 году ЕКА запустило следующий спутник – Gaia, точность измерения которого в 100 раз лучше, что позволяет наблюдать все звезды Млечного Пути. Если бы человеческие глаза обладали точностью телескопа Gaia, то мы имели бы возможность видеть диаметр человеческого волоса с расстояния 2 000 км.

Метод стандартных свечей

Для определения расстояний до звезд в других галактиках и расстояний до самих этих галактик используется метод стандартных свечей. Как известно, чем дальше от наблюдателя расположен источник света, тем более тусклым он кажется наблюдателю. Т.е. освещенность лампочки на расстоянии 2 м будет в 4 раза меньше, чем на расстоянии 1 метр.Это и есть принцип, по которому измеряется расстояние до объектов методом стандартных свечей. Таким образом, проводя аналогию между лампочкой и звездой, можно сравнивать расстояния до источников света с известными мощностями.

Масштабы разведанной существующими методами Вселенной впечатляют. Смотреть инфографику в полном размере.

В качестве стандартных свечей в астрономии выступают объекты, светимость (аналог мощности источника) которых известна. Это может быть любого рода звезда. Для определения ее светимости астрономы измеряют температуру поверхности, опираясь на частоту ее электромагнитного излучения. После чего, зная температуру, позволяющую определить спектральный класс звезды, выясняют ее светимость при помощи диаграммы Герцшпрунга-Рассела. Затем, имея значения светимости и измерив яркость (видимую величину) звезды, можно посчитать расстояние до нее. Такая стандартная свеча позволяет получить общее представление о расстоянии до галактики, в которой она находится.

Однако данный метод достаточно трудоемкий и не отличается высокой точностью. Поэтому астрономам удобнее использовать в качестве стандартных свечей космические тела с уникальными особенностями, для которых светимость известна изначально.

Уникальные стандартные свечи

Цефеида PTC Puppis

Цефеиды – наиболее используемые стандартные свечи, представляющие собой переменные пульсирующие звезды. Изучив физические особенности этих объектов, астрономы узнали, что цефеиды обладают дополнительной характеристикой – периодом пульсации, который легко можно измерить и который соответствует определенной светимости.

В результате наблюдений ученым удается измерить яркость и период пульсации таких переменных звезд, а значит и светимость, что позволяет высчитать расстояние до них. Нахождение цефеиды в иной галактике дает возможность относительно точно и просто определить расстояние до самой галактики. Поэтому данный тип звезд часто именуется «маяками Вселенной».

Несмотря на то, что метод цефеид является наиболее точным на расстояниях до 10 000 000 пк, его погрешность может достигать 30%. Для повышения точности потребуется как можно больше цефеид в одной галактике, но и в таком случае погрешность сводится не менее чем к 10%. Причиной тому служит неточность зависимости период-светимость.

Цефеиды — «маяки Вселенной».

Кроме цефеид в качестве стандартных свечей могут использоваться и другие переменные звезды с известными зависимостями период-светимость,  а также для наибольших расстояний — сверхновые с известной светимостью. Близким по точности к методу цефеид является метод, с красными гигантами в роли стандартных свеч. Как выяснилось, ярчайшие красные гиганты имеют абсолютную звездную величину в достаточно узком диапазоне, которая позволяет посчитать светимость.

Расстояния в цифрах

Расстояния в Солнечной системе:

• 1 а.е. от Земли до Солнца = 500 св. секунд или 8,3 св. минуты
• 30 а. е. от Солнца до Нептуна = 4,15 световых часа
• 132 а.е. от Солнца – таково расстояние до космического аппарата «Вояджер-1», было отмечено 28 июля 2015 года. Данный объект является самым отдаленным из тех, что были сконструированы человеком.

Расстояния в Млечном Пути и за его пределами:

• 1,3 парсека (268144 а.е. или 4,24 св. года) от Солнца до Проксима Центавра – ближайшей к нам звезды
• 8 000 парсек (26 тыс. св. лет) – расстояние от Солнца до центра Млечного Пути
• 30 000 парсек (97 тыс. св. лет) – примерный диаметр Млечного Пути
• 770 000 парсек (2,5 млн. св. лет) – расстояние до ближайшей большой галактики – туманность Андромеды
• 300 000 000 пк — масштабы в которых Вселенная практически однородна
• 4 000 000 000 пк (4 гигапарсек) – край наблюдаемой Вселенной. Это расстояние прошел свет, регистрируемый на Земле. Сегодня объекты, излучившие его, с учетом расширения Вселенной, расположены на расстоянии 14 гигапарсек (45,6 млрд. световых лет).

Понравилась запись? Расскажи о ней друзьям!

Просмотров записи: 26457

Запись опубликована: 14.04.2016
Автор: Владимир Соловьев

Почему расстояния в космосе измеряются не в километрах, а в световых годах и парсеках?

Отвечает Владимир Сурдин

астроном, к. ф-м. н., доцент физического факультета МГУ, ст. н. с. Государственного астрономического института им. П. К. Штернберга (ГАИШ МГУ), популяризатор науки, лауреат Беляевской премии и премии «Просветитель» за 2012 год, постоянный лектор АРХЭ

Километр — слишком мелкая единица для космических расстояний. Даже от Земли до Солнца почти 150 млн км, а до ближайшей звезды — Проксимы в созвездии Кентавра (Центавра) — 40 260 млрд км. Запишите цифрами: 40 260 000 000 000 км. Такие длинные числа тяжело сравнивать. Намного нагляднее выражается расстояние до звезд и галактик в длительности путешествия их света до нас.

Глядя на Туманность Андромеды (а ее видно даже невооруженным глазом на темном загородном небе), мы переносимся в эпоху, когда мамонтов на Земле еще не было!

Например, от Солнца луч света добирается до Земли за 500 секунд, или за 8,3 минуты. А от Проксимы — за 4,2 года. Правда ведь, легко сравнить одну школьную переменку и половину школьной жизни. От центра нашей Галактики свет добирается до нас за 25 000 лет. Когда он тронулся в путь, мамонты еще гуляли по Земле! А до соседней галактики — Туманности Андромеды — 2,5 млн световых лет. Поэтому, глядя на Туманность Андромеды (а ее видно даже невооруженным глазом на темном загородном небе), мы переносимся в эпоху, когда мамонтов на Земле еще не было! Как видим, световые годы — вполне подходящий масштаб для космических расстояний.

Фото: NASA

Туманность Андромеды

Парсеки (пк) — это единицы длины примерно того же масштаба, что и световые годы: 1 парсек равен 3,26 светового года. Но для астрономических вычислений они удобнее. Расстояние до не слишком далеких объектов астрономы измеряют по их видимому угловому смещению при движении Земли по орбите. Это смещение называется параллаксом. Чем дальше объект, тем меньше его параллакс. Если параллакс составляет 1 угловую секунду, то расстояние составляет 1 парсек. Само это слово как раз и образовано от «параллакс» и «секунда». Если параллакс равен 0,1 угловой секунды, то расстояние составляет 10 парсеков. Для астрономов докомпьютерной эпохи это было очень удобно. Измерил параллакс, поделил единицу на его значение — и сразу можешь записать расстояние в парсеках. Это и правда хороший масштаб. Расстояние до Проксимы Кентавра (Центавра), к примеру, 1,3 парсека. Между окружающими нас звездами тоже расстояние около 1 парсека. Выражать такие расстояния в километрах не очень удобно, ведь 1 парсек равен 30 857 млрд км.

2016 Справка по SOLIDWORKS — Инструмент измерения

	Измерения дуги/окружности	Выберите, чтобы определить расстояние, которое будет отображаться, когда выбраны дуги или окружности: От центра к центру Минимальное расстояние Максимальное расстояние Настраиваемое расстояние
	Единицы/Точность	Выберите, чтобы указать настраиваемые единицы измерения и точность.
	Отобразить размеры XYZ	Выберите для отображения размеров dX, dY и dZ между выбранными объектами в графической области. Отключите для отображения минимального расстояния между выбранными объектами.
	От точки к точке	Включает режим «от точки к точке», чтобы измерить расстояние между любыми двумя точками на модели.
	Относительно XYZ	Выберите систему координат: Исходная точка детали Система координатэкземпляр. Система координат, определяемая пользователем. Этот параметр доступен только в том случае, если в документе имеется несколько систем координат.
	Проекция на	Отображает расстояние между выбранными элементами как проекцию на одно из следующего: Нет Проекция и Перпендикуляр не вычисляются. Экран Выбрать грань/плоскость Программа рассчитывает спроецированное расстояние (на выбранной плоскости) и нормальное расстояние (перпендикуляр к выбранной плоскости). Проекция и Перпендикуляр отображаются в диалоговом окне Измерить. В отсоединенных чертежах, если модель не загружена, все измерения отображаются только как двумерные проекционные данные.
	Хронология измерений	Открывает диалоговое окно «Хронология измерений», в котором можно просмотреть все измерения, сделанные во время текущего сеанса SOLIDWORKS.
	Создать датчик	Открывает меню PropertyManager Датчик, в котором можно настроить программу для уведомления об изменениях в измеряемых значениях.
		Переключает визуальное отображение результатов измерений.

Измерение расстояний до галактик · Границы для молодых умов

Аннотация

Измерение расстояний до других галактик — важная часть нашей способности понять, как устроена Вселенная. Астрономы могут использовать так называемые флуктуации поверхностной яркости (сокращенно SBF), а также цвет галактики, чтобы вычислить, как далеко она находится от Земли. Большинство галактик, измеренных таким образом, находятся на расстоянии миллионов световых лет от нас.

Пространство велико

В своей книге «Автостопом по Галактике» Дуглас Адамс говорит: «Космос велик.Пространство действительно большое! Вы просто не поверите, насколько он невероятно велик [1] ​​».

Он тоже не шутил! Представьте себе это таким образом. Представьте, что вы едете по автобану в Германии. Вы находитесь в Ferrari и едете со скоростью 300 км / ч (186 миль / ч). Если бы вам не пришлось останавливаться, вы могли бы обойти Землю примерно за 133 часа, или за 5 с половиной дней. А теперь представьте, может ли ваш Ferrari внезапно отправиться к солнцу. Чтобы добраться до Солнца, потребуется почти в 4000 раз больше времени, чем для того, чтобы обойти Землю! Это ~ 22000 дней в Феррари! Ближайшая звезда, не являющаяся Солнцем, называется Alpha Centauri .Чтобы попасть туда, это все равно что проехать к солнцу почти 300 000 раз! Ближайшая галактика , Андромеда , почти в 600 000 раз дальше, чем Альфа Центавра! Самые далекие галактики, которые я измеряю, более чем в 100 раз дальше, чем Андромеда, и чтобы добраться до конца видимой Вселенной, вам нужно пройти почти в 150 раз дальше этого! ¹ В любом случае, если бы вы хотели добраться до конца видимой вселенной или почти куда угодно в космосе, это заняло бы очень много времени.

Измерительное пространство с Parsecs

Поскольку космос настолько велик, многие астрономы не любят говорить, как далеко вещи, используя мили или километры. Вместо этого мы используем измерение, которое мы называем парсек . Помните Альфа Центавра, ближайшую звезду? Это 1,347 парсека, или 41 560 000 000 000 (или 41,56 триллиона) километров. Мне нравятся парсеки, потому что для меня они проще в использовании и понимании по сравнению со всеми нулями, которые появляются при использовании километров.

Бугристые галактики

Это круто, что пространство такое огромное, по крайней мере, мне так кажется.Но как мы вообще узнаем, насколько велико пространство? Есть много разных способов измерения объектов в космосе, но я сосредотачиваюсь на измерении расстояния до галактик с помощью очень специального метода, называемого флуктуациями поверхностной яркости (SBF) . Чтобы объяснить, как работает SBF, внимательно посмотрите на экран телефона или компьютера, на котором вы это читаете. Если экран находится действительно близко к вашему лицу, вы сможете увидеть на экране пикселей или крошечные огоньки, составляющие изображение, которое вы видите. Теперь отступите, пока вы не перестанете видеть пиксели.

Вы можете различить пиксели на экране, когда он находится близко, потому что ваш экран просто состоит из множества пикселей. Точно так же галактики — это просто скопление звезд, сгруппированных вместе. Теперь галактика — это не экран телефона, но ведет себя аналогичным образом. Когда галактики находятся близко к нам, мы видим более крупные выпуклости, исходящие от этой галактики из-за того, как галактики-звезды организованы. Подобно экрану, когда галактики находятся дальше, все эти звезды сливаются вместе, и галактика будет выглядеть действительно гладкой, подобно тому, как пиксели на экране сливаются вместе, когда вы отодвигаетесь от нее.На рисунке 1 вы можете увидеть, как более близкая галактика выглядит более рельефной, чем более далекая. Когда мы знаем размер выступов из-за того, как звезды организованы в галактике, это помогает астрономам выяснить, сколько звезд в этой галактике.

• Рис. 1. На изображении слева изображена галактика M32, которая находится рядом с галактикой Андромеды и находится на расстоянии 0,77 мегапарсека (Мпк), или 770 000 парсеков.
• Галактика справа — NGC 7768. Она находится на расстоянии 120 Мпк, или 120 000 000 парсеков.M32 выглядит намного бугристее, чем NGC 7768, потому что ближе к нам. Оба изображения взяты из обсерватории Близнецов ² .

Измерительные неровности

Чтобы измерить размер «выступов» в далекой галактике, нам нужно удалить с изображения основную часть галактики, чтобы сфокусироваться на выступах. Для этого компьютер создает изображение действительно гладкой галактики, напоминающей ту, которую мы сфотографировали. Затем мы берем гладкое изображение галактики, сгенерированное компьютером, и вычитаем его из изображения на нашем исходном изображении, оставляя только неровности галактики, как показано на рисунке 2.Как только у нас есть только выпуклости на нашем изображении, нам нужно выяснить что-то, что называется спектром мощности . Спектр мощности показывает нам, сколько больших выступов имеет галактика по сравнению с количеством маленьких выступов. Если спектр мощности говорит нам о том, что на изображении много детализированных, резких выпуклостей, это может означать, что галактика ближе к нам. Если та же галактика находится дальше, спектр мощности будет показывать только менее детализированные, более гладкие выпуклости на изображении. Если вы знаете цвет этой галактики и количество звезд в ней, вы сможете выяснить, сколько света вы должны увидеть, если она находится на определенном расстоянии.

• Рисунок 2 — Слева показана галактика NGC 0524.
• После того, как компьютер удалил основную часть галактики с изображения, остались только неровности, которые показаны справа. Размеры выступов галактик зависят от расстояния галактики от нас и ее температуры. Снимок этой галактики был сделан космическим телескопом Хаббл ³ .

Разноцветные галактики

Представьте, что вы сидите с друзьями у костра и жарите вкусный зефир.Вы когда-нибудь задумывались, почему некоторые части огня красные, некоторые оранжевые, некоторые желтые и некоторые белые? Это потому, что более холодные части огня выглядят красными, более горячие части выглядят оранжевыми, даже более горячие части выглядят желтыми, а самые горячие — белыми. Если бы вы могли достаточно сильно разогреть огонь, он даже начал бы выглядеть синим (но это также привело бы к очень сильному солнечному ожогу). То же самое и с галактиками. Как и огонь, когда галактики содержат более холодные звезды, они выглядят красными. Когда они содержат более горячие звезды, они выглядят голубее.Когда мы знаем цвет галактики, мы знаем, насколько горячие звезды. По цвету галактики мы можем узнать, сколько света излучают звезды в галактике. Как только мы узнаем, сколько света излучает каждая звезда, если мы узнаем, сколько всего всего звезд, мы сможем выяснить, насколько яркой должна быть галактика на определенном расстоянии.

Цвет и неровности вместе могут дать расстояние

Представьте, что вы сидите возле костра. Когда вы находитесь рядом с огнем, вы можете почувствовать его тепло, и, возможно, у вас даже будет достаточно света, чтобы прочитать книгу.Но представьте, что вы начинаете уходить от огня. Вы быстро почувствуете холод, и скоро станет слишком темно, чтобы читать, что вы можете видеть на рисунке 3. Огонь также будет выглядеть так, как будто он всего лишь одного цвета, а не группы цветов. Это не потому, что огонь гаснет, или потому, что он теперь одного цвета, а потому, что вы находитесь дальше от огня. Если вы внимательно сравните то, как выглядит огонь, когда вы рядом с ним, с тем, как он выглядит издалека, вы сможете рассчитать, как далеко вы прошли.Как и в случае с костром, мы видим меньше света и деталей от галактик, чем дальше они находятся.

• Рисунок 3 — Здесь показаны два костра.
• Фотография слева ⁴ достаточно близко, чтобы можно было видеть разные цвета. Если бы вы были так близко к огню, вы могли бы почувствовать его жар и даже поджарить зефир! Справа огонь все еще виден, но тусклее, потому что он находится дальше. Огонь выглядит так, как будто он одного цвета, и вы не сможете почувствовать его жар.

Неровность галактики зависит как от того, насколько она далеко, так и от ее цвета, поэтому необходимы оба типа данных. Цвет галактики говорит нам, насколько горячие звезды и сколько света они излучают. Как только мы узнаем, насколько горячие звезды и размер выступов галактики, мы сможем выяснить, сколько звезд в этой галактике и сколько света излучает галактика. Оттуда астрономы могут, наконец, рассчитать расстояние, на котором галактика находится от Земли, поскольку они знают, насколько яркой должна выглядеть галактика, если бы она находилась на определенном расстоянии, точно так же, как вы могли бы измерить, как далеко вы прошли, сравнивая свет, исходящий от Пожар.

Почему важны расстояния?

Существует множество причин для измерения расстояний до галактик, хотя это может потребовать много работы. Если мы не знаем расстояние до галактики, мы не сможем выяснить, насколько велика галактика, мы не сможем узнать, насколько велика черная дыра в галактике, или сколько материала в этой галактике, помимо всего прочего. Очень трудно проверить другие крутые теории, которые есть у астрономов, такие как теории темной материи, темной энергии и других загадок Вселенной, если мы не знаем, как далеко все находится! Если мы никогда не узнаем, как измерить расстояния в космосе, мы не сможем понять, что такое Вселенная на самом деле.

Меня также спросили: «Почему так важно знать, на что похожа Вселенная?» Важно понимать, как устроена Вселенная, потому что, когда мы это делаем, мы можем использовать эти знания для создания и выполнения удивительных вещей. Более 300 лет назад сэр Исаак Ньютон выяснил, как планеты вращаются вокруг Солнца. Это само по себе было довольно крутым открытием, но большинство людей не осознают, что, делая это открытие, он также разрабатывал исчисление ⁴ . Исчисление — это тип математики, который помог людям изобрести спутники, компьютеры, телефоны, Интернет и инструменты для врачей, спасающие жизни! Даже еда, которую вы едите, и одежда, которую вы носите, присутствуют, потому что ученые сделали интересные открытия о том, как устроена наша Вселенная.

Итак, мы знаем, что понимание расстояний в космосе важно, потому что эта информация поможет нам узнать, как работает Вселенная. Но почему важно использовать SBF? Если вы помните, насколько велик космос и насколько все очень далеко, то действительно сложно измерить расстояния до далеких галактик. Мы знаем, как далеко находятся некоторые галактики, но в целом те, о которых мы знаем, действительно близки к Земле. Если мы хотим измерить расстояние до более далекой галактики, мы можем сравнить ее цвет и рельефность с характеристиками близких галактик, а затем произвести измерение расстояния на основе этих данных.Итак, SBF может дать нам расстояние до галактики, которое иначе мы не смогли бы измерить.

Итак, что дальше?

Поскольку для этого требуется много работы, SBF был выполнен только для некоторых галактик. В будущем появится много новых телескопов, делающих много снимков, так что у нас будет гораздо больше снимков, чем сейчас. Я работаю над компьютерными программами, которые позволят намного быстрее анализировать эти изображения и производить измерения расстояний, чтобы астрономы могли измерять расстояния до как можно большего числа галактик!

Глоссарий

Альфа Центавра : ↑ Ближайшая звезда к нашей солнечной системе.Это 1,37 парсека, или 41,53 триллиона километров от Земли.

Галактика : ↑ Группа звезд, может быть, даже триллионов, которые все слипаются и вращаются по орбите вокруг друг друга.

Галактика Андромеды : ↑ Одна из самых близких к нашей галактике галактик Млечный Путь.

Парсек : ↑ Способ, которым астрономы описывают расстояния в космосе. Один парсек — это 30,86 триллиона километров.

Колебания яркости поверхности (SBF) : ↑ Как неровный свет появляется на изображении галактики с места на место.Это то, что мы измеряем, чтобы определить расстояние до галактики.

Pixel : ↑ Очень маленький источник света, представляющий собой единственную часть экрана. Телевизор состоит из множества пикселей вместе.

Power Spectrum : ↑ Это дает информацию о размерах всех выпуклостей, которые мы видим на изображении галактики.

Цвет галактики : ↑ Цвет галактики говорит нам, насколько горячие звезды в этой галактике.

Исчисление : ↑ Суперполезная математика, которую изобрел Исаак Ньютон и использовал для астрономии.

Конфликт интересов

Автор заявляет, что исследование проводилось при отсутствии каких-либо коммерческих или финансовых отношений, которые могут быть истолкованы как потенциальный конфликт интересов.

Сноски

1 ↑ Я получил все свои номера на этом сайте: https://www.wolframalpha.com/. Просто введите название звезды или галактики, о которых вы хотите узнать больше.

2 ↑ http://www.gemini.edu/ — это веб-сайт, на котором вы можете узнать больше о телескопе Gemini.

3 ↑ Этот веб-сайт может рассказать вам больше о телескопе Хаббл: http://hubblesite.org/

4 ↑ https://web.physics.wustl.edu/alford/general/newton.html

---

Список литературы

[1] ↑ Адамс, Д. 1980. Автостопом по Галактике . 1-е издание . Нью-Йорк, Нью-Йорк: Книги Гармонии.

Что такое параллакс? — Как астрономы измеряют расстояние до звезд

Астрономы оценивают расстояние до ближайших объектов в космосе с помощью метода, называемого звездным параллаксом или тригонометрическим параллаксом.Проще говоря, они измеряют видимое движение звезды на фоне более далеких звезд, когда Земля вращается вокруг Солнца.

Параллакс — «лучший способ определения расстояния в астрономии», — сказал Марк Рид, астроном из Гарвардского Смитсоновского центра астрофизики. Он назвал параллакс «золотым стандартом» для измерения расстояний до звезд, потому что он не связан с физикой; скорее, он полагается исключительно на геометрию.

Метод основан на измерении двух углов и включенной стороны треугольника, образованного звездой, Землей на одной стороне ее орбиты и Землей шесть месяцев спустя на другой стороне ее орбиты, согласно Эдварду Л.Райт, профессор Калифорнийского университета в Лос-Анджелесе.

Это работает так: протяните руку, закройте правый глаз и поместите большой палец на удаленный объект. Теперь поменяйте глаза так, чтобы ваша левая сторона была закрыта, а ваша правая открыта. Ваш большой палец будет казаться немного сдвинутым на фоне. Измеряя это небольшое изменение и зная расстояние между глазами, вы можете рассчитать расстояние до большого пальца.

Чтобы измерить расстояние до звезды, астрономы используют базовую линию, равную 1 астрономической единице (а.е.), которая представляет собой среднее расстояние между Землей и Солнцем, около 93 миллионов миль (150 миллионов километров).Они также измеряют небольшие углы в угловых секундах, которые на ночном небе являются крошечными долями градуса.

Если мы разделим базовую линию одной а.е. на тангенс одной угловой секунды, получится примерно 19,2 триллиона миль (30,9 триллиона километров), или примерно 3,26 световых года. Эта единица измерения расстояния называется секундой параллакса или парсек (пк). Однако даже самая близкая звезда находится на расстоянии более 1 парсек от нашего Солнца. Таким образом, астрономы должны измерять звездные сдвиги менее чем на 1 угловую секунду, что было невозможно до появления современных технологий, чтобы определить расстояние до звезды.

Метод тригонометрического параллакса определяет расстояние до звезды или другого объекта путем измерения его небольшого смещения в видимом положении, если смотреть с противоположных концов орбиты Земли. (Изображение предоставлено: Билл Сакстон, NRAO / AUI / NSF)

Ранние измерения

Считается, что первое известное астрономическое измерение с использованием параллакса произошло в 189 году до нашей эры, когда греческий астроном Гиппарх использовал наблюдения солнечного затмения с двух разных точек. — места для измерения расстояния до Луны, — сказал Рид.

Гиппарх заметил, что 14 марта того же года произошло полное солнечное затмение в Геллеспонте, Турция, в то время как южнее, в Александрии, Египет, Луна покрыла только четыре пятых Солнца. Зная базовое расстояние между Геллеспонтом и Александрией — 9 градусов широты или около 600 миль (965 км), вместе с угловым смещением края Луны относительно Солнца (около одной десятой градуса), он рассчитал расстояние до Луны примерно 350 000 миль (563 300 км), что почти на 50 процентов дальше.Его ошибка заключалась в том, что он предполагал, что Луна находится прямо над головой, из-за чего неправильно рассчитал разницу углов между Геллеспонтом и Александрией.

В 1672 году итальянский астроном Джованни Кассини и его коллега Жан Ришер провели одновременные наблюдения Марса с Кассини в Париже и Ричером во Французской Гвиане. Кассини вычислил параллакс, определив расстояние Марса от Земли. Это позволило впервые оценить размеры Солнечной системы.

Первым, кому удалось измерить расстояние до звезды с помощью параллакса, был Ф.В. Бессель, который в 1838 году измерил угол параллакса 61 Лебедя как 0,28 угловой секунды, что дает расстояние 3,57 пк. Ближайшая звезда, Проксима Центавра, имеет параллакс 0,77 угловой секунды, что дает расстояние 1,30 пк.

Астрономы используют метод, называемый параллаксом, для точного измерения расстояния до звезд на небе. Используя эту технику, которая требует наблюдения за целями с противоположных сторон земной орбиты вокруг Солнца, астрономы определили расстояние до знаменитого звездного скопления «Семь сестер» — Плеяд.(Изображение предоставлено Александрой Ангелич, NRAO / AUI / NSF)

Космическое расстояние

Параллакс — важная ступенька на лестнице космических расстояний. Измеряя расстояния до ряда ближайших звезд, астрономы смогли установить взаимосвязь между цветом звезды и ее внутренней яркостью, то есть яркостью, которой она могла бы казаться, если смотреть со стандартного расстояния. Затем эти звезды становятся «стандартными свечами».

Если звезда находится слишком далеко, чтобы измерить ее параллакс, астрономы могут сопоставить ее цвет и спектр с одной из стандартных свечей и определить ее внутреннюю яркость, сказал Рид.Правило 2 гласит, что видимая яркость источника света пропорциональна квадрату расстояния до него. Например, если вы проецируете квадратное изображение размером один фут на экран, а затем переместите проектор вдвое дальше, новое изображение будет размером 2 на 2 фута, или 4 квадратных фута. Свет распространяется по площади в четыре раза больше, и он будет только на четверть яркости, чем когда проектор находился вдвое дальше. Если вы переместите проектор в три раза дальше, свет будет покрывать 9 квадратных футов и будет казаться только одной девятой яркости.

Если измеренная таким образом звезда оказывается частью далекого скопления, мы можем предположить, что все эти звезды находятся на одинаковом расстоянии, и мы можем добавить их в библиотеку стандартных свечей.

Стрельба для точности

В 1989 году Европейское космическое агентство (ЕКА) запустило орбитальный телескоп Hipparcos (названный в честь Гиппарха). Его основная цель заключалась в измерении расстояний до звезд с помощью параллакса с точностью 2–4 миллисекунды (мсек. Дуги), или тысячных долей дуги.Согласно их веб-сайту, «спутник ЕКА Hipparcos обнаружил более 100 000 звезд, что в 200 раз точнее, чем когда-либо прежде». Их результаты доступны в онлайн-каталоге с возможностью поиска.

Следующей миссией ESA для Hipparcos является Gaia, которая была запущена на околоземную орбиту в 2013 году. ESA описывает ее как «амбициозную миссию по нанесению трехмерной карты нашей галактики, Млечного Пути, в процессе выявления ее состава. формирование и эволюция галактики ». Спутник уже получил расстояния в 1 миллиард звезд, около 1 процента всех звезд Млечного Пути, и создал впечатляющие 3D-карты.[По теме: Структура Млечного Пути нанесена на карту с беспрецедентной детализацией]

Стереоскоп использует две фотографии, сделанные под немного разными углами. При просмотре через линзы фотографии сливаются в трехмерное изображение. (Изображение предоставлено: prophoto14 / Shutterstock)

3D-изображение

Еще одно применение параллакса — воспроизведение и отображение 3D-изображений. Ключ состоит в том, чтобы захватить 2D-изображения объекта под двумя немного разными углами, подобно тому, как это делают человеческие глаза, и представить их таким образом, чтобы каждый глаз видел только одно из двух изображений.

Например, стереоптик или стереоскоп, который был популярным устройством в XIX веке, использует параллакс для отображения фотографий в 3D. Две картинки, расположенные рядом друг с другом, просматриваются через набор линз. Каждый снимок сделан с немного другой точки зрения, которая точно соответствует расстоянию между глазами. Левое изображение представляет то, что видит левый глаз, а правое изображение показывает то, что видит правый глаз. Через специальный просмотрщик пара двухмерных изображений объединяется в одну трехмерную фотографию.Современная игрушка View-Master использует тот же принцип. [Видео: Брайан Мэй из Queen собрал первое стереоскопическое изображение Плутона]

Другой метод захвата и просмотра трехмерных изображений, анаглифический 3D, разделяет изображения, фотографируя их через цветные фильтры. Затем изображения просматриваются в специальных цветных очках. Одна линза обычно красная, а другая голубая (сине-зеленая). Этот эффект работает для фильмов и распечатанных изображений, но большая часть или вся информация о цвете из исходной сцены теряется.

В некоторых фильмах 3D-эффект достигается с помощью поляризованного света.Два изображения поляризованы в ортогональных направлениях или под прямым углом друг к другу, обычно в форме X, и вместе проецируются на экран. Специальные 3D-очки, которые носят зрители, блокируют одно из двух наложенных изображений для каждого глаза.

В большинстве современных 3D-телевизоров используется схема с активным затвором, чтобы отображать изображения для каждого глаза, чередующиеся с частотой 240 Гц. Специальные очки синхронизируются с телевизором, поэтому они попеременно блокируют левое и правое изображение для каждого глаза.

Игровые гарнитуры виртуальной реальности, такие как Oculus Rift и HTC Vive, создают виртуальную трехмерную среду, проецируя изображение под разными углами обзора на каждый глаз для имитации эффекта параллакса.

Есть также много применений 3D-изображений в науке и медицине. Например, компьютерная томография, которая представляет собой фактическое трехмерное изображение областей внутри тела, а не просто пару двухмерных проекций, может отображаться таким образом, чтобы каждый глаз видел изображение под немного другим углом, создавая эффект параллакса. Затем изображение можно поворачивать и наклонять во время просмотра. Ученые также могут использовать трехмерные изображения для визуализации молекул, вирусов, кристаллов, поверхностей тонких пленок, наноструктур и других объектов, которые нельзя увидеть непосредственно в оптические микроскопы, поскольку они слишком малы или заключены в непрозрачные материалы.

Дополнительные ресурсы:

Эта статья была обновлена ​​12 декабря 2018 г. автором Space.com Адамом Манном.

Какова формула расстояния? | Sciencing

Обновлено 13 декабря 2020 г.

Джек Джерард

Расстояние — важное понятие как в математике, так и в реальном мире. Конечно, измерения реальных расстояний обычно проще, чем расстояния в математике; все, что вам нужно сделать, это использовать такой инструмент, как линейка или одометр, чтобы получить фактическое измерение расстояния.Однако, учитывая, что масштабы могут различаться, тот же метод не будет работать при математическом измерении расстояний. Формула, используемая для расчета расстояния, зависит от того, измеряете ли вы расстояние во времени или расстояние между двумя точками на плоскости.

Расстояние во времени

Если вам нужно рассчитать расстояние между двумя точками во время путешествия, это означает, что вы рассчитываете расстояние во времени. Расчет предполагает, что вы двигаетесь с постоянной скоростью и ваше движение будет происходить в течение определенного периода времени.Если вы знаете эти два элемента, расстояние, пройденное за этот период времени, просто умножает их.

Формула расстояния во времени

Формула для расчета расстояния за период времени:

\ text {distance} = \ text {rate} \ times \ text {time}

Чтобы привести пример этого , если вы путешествуете со скоростью 60 миль в час (миль в час) и едете два с половиной часа (2,5 часа), вы можете рассчитать пройденное расстояние как:

\ text {distance} = 60 \ times25 = 150 \ text { миль}

Это дает общее расстояние в 150 миль (поскольку мили в час — это, по сути, часть ^м / _ч , а часы могут быть представлены как часть ^ч / ₁ , два временных фактора отмените и оставьте только мили). 2}

где первая точка представлена ​​как (x ₁ , y ₁ ), а вторая точка представлена ​​как (x ₂ , y ₂ ).2} = \ sqrt {9 + 1} = \ sqrt {10}

В конечном итоге расстояние составляет √10, что составляет примерно 3,16.

Как измеряются астрономические расстояния?

Как определяется астрономическое расстояние? Просто не могу понять переменные цефеид, параллакс и т. Д. Как можно определить, как далеко что-то находится, если вы не можете отразить луч радара от объекта и рассчитать время его возвращения?

---

RS Puppis ритмично светлеет и тускнеет в течение шестинедельного цикла.Это одна из самых ярких в … [+] классах так называемых переменных звезд цефеид. Его средняя собственная яркость в 15 000 раз превышает светимость нашего Солнца. Изображение предоставлено: НАСА, ЕКА и группа «Наследие Хаббла» (STScI / AURA) — Сотрудничество «Хаббл» / Европа

Что ж, вы абсолютно правы, радар — идеальный способ измерения расстояний до объектов; с помощью радара вы отражаете радио или микроволновый импульс от другого объекта (например, планеты) и ждете, пока он вернется.Обсерватория Аресибо в Пуэрто-Рико — одна из лучших обсерваторий для выполнения такого рода работы, и она не ограничивается планетами, хотя объекты большого размера и расположенные поблизости проще всего. Астероиды и кометы также являются хорошими целями для радиолокационных наблюдений, и радар позволяет нам не только получать большие расстояния, но и получать общее представление о форме объекта.

Но радар имеет ограниченную полезность, если объект, который вас интересует, уходит слишком далеко, и когда нам нужно определить расстояние от объекта во внешних регионах нашей солнечной системы или до ближайших звезд, мы должны найти другую. вариант.Этот вариант — параллакс, который также довольно прост при астрономических измерениях расстояний, потому что в основном это просто геометрия.

Иллюстрация параллакса. Изображение предоставлено пользователем Викимедиа Абешенковым, общественное достояние.

Мы хорошо знакомы с параллаксом как с явлением, даже если у нас никогда не было названия, которое можно было бы применить к нему. Параллакс — это просто то, что объекты, которые находятся рядом с вами, будут перемещаться относительно некоторого удаленного объекта, если вы двигаетесь. Вот почему, когда вы делаете снимок из окна движущегося автомобиля, пейзаж вдоль дороги будет размытым, тогда как далекий пейзаж запечатлен без каких-либо движений.Обочина дороги имеет большой эффект параллакса по отношению к фону. Вы можете сделать это и дома — закройте один глаз и протяните палец на расстоянии вытянутой руки. Заставьте палец прикрыть какой-нибудь предмет на стене — выключатель или что-то в этом роде. Теперь закройте этот глаз и откройте другой. Ваш палец будет отскакивать в сторону от объекта, который он прикрывал. Это параллакс.

С помощью небольших математических вычислений вы можете определить, как далеко находится этот явно движущийся объект. Все, что вам нужно знать, это то, как далеко были друг от друга ваши точки обзора (в примере с пальцем расстояние между вашими глазами) и как далеко перемещался объект (ваш палец).Обладая этой информацией, вы можете определить, как далеко должен быть объект, чтобы углы сработали. Если бы объект был ближе, он бы сдвинулся больше. Если бы он был дальше, он бы двигался меньше.

Еще вы можете изменить то, насколько далеко друг от друга находятся ваши точки обзора. Чем дальше друг от друга, тем очевиднее эффект. Для астрономических расстояний мы можем использовать это, измеряя положения звезд, когда наша планета находится на противоположных концах нашей орбиты вокруг Солнца.Разница в шесть месяцев дает нам точки обзора, которые находятся на расстоянии 186 миллионов миль друг от друга, а не в нескольких дюймах между вашими глазами. Это позволяет вам видеть даже самые незначительные изменения положения звезды по отношению к еще более далеким звездам.

Однако, как только вы выйдете за пределы нескольких сотен парсеков, такое измерение станет действительно трудным, и даже с лучшими телескопами параллакс можно измерить только с точностью примерно до 1000 парсеков. Учитывая, что мы находимся в 8000 парсеков от центра нашей галактики, это не так уж и далеко.Нам понадобится другой метод, чтобы уйти еще дальше.

Космический телескоп Хаббл НАСА / ЕКА опроверг возможность того, что то, что ранее считалось … [+] галактикой для малышей в соседней вселенной, на самом деле может считаться взрослой. Эта галактика, получившая название I Zwicky 18, имеет молодой вид, напоминающий галактики, которые обычно встречаются только в ранней Вселенной. Хаббл обнаружил в этой галактике тусклые старые звезды, что позволяет предположить, что галактика могла образоваться в то же время, что и большинство других галактик.Данные телескопа Хаббла также позволили астрономам впервые идентифицировать переменные звезды-цефеиды в I Zwicky 18, отмеченные красными кружками. Эти мигающие звездные отметки мили были использованы, чтобы определить, что I Zwicky 18 находится в 59 миллионах световых лет от Земли, что почти на 10 миллионов световых лет дальше, чем считалось ранее. Кредит изображения: NASA / ESA / STScI (A. Aloisi)

Вот где вступают в игру переменные цефеид. Цефеиды — интересный класс звезд, которые со временем изменяют свою яркость по предсказуемой повторяющейся схеме.И, что очень полезно для измерения расстояний, этот повторяющийся узор меняется в зависимости от внутренней яркости звезды, открытие, сделанное Генриеттой Свон Ливитт в 1902 году. Таким образом, мы можем использовать скорость импульса цефеиды, чтобы определить, слабая ли она в нашем небе, потому что он по своей природе тусклый, или потому, что он тусклый, потому что находится далеко.

Мы знаем, насколько яркой должна быть цефеида , благодаря ее пульсу, поэтому более слабое означает, что она находится дальше. Мы знаем, как яркость исчезает с расстоянием — вдвое большее расстояние означает в восемь раз слабее.Несоответствие между яркостью цефеиды на небе и тем, насколько она должна быть яркой, дает нам это расстояние. Этот метод хорошо работает по всей нашей галактике и до ближайших галактик за пределами нас. Чтобы пойти еще дальше во Вселенную, нам нужен еще более яркий индикатор — сверхновые.

Измерение параллакса и расстояния | Обсерватория Лас-Кумбрес

Астрономы используют эффект, называемый параллаксом, для измерения расстояний до ближайших звезд. Параллакс — это видимое смещение объекта из-за изменения точки зрения наблюдателя.Видео ниже описывает, как этот эффект можно наблюдать в повседневной ситуации, а также как его можно увидеть и использовать для определения расстояний до звезд.

Другой способ увидеть, как работает этот эффект, — протянуть руку перед собой и смотреть на нее с закрытым левым глазом, а затем с закрытым правым глазом. Ваша рука будет двигаться на заднем плане.

Этот эффект можно использовать для измерения расстояний до ближайших звезд. Когда Земля вращается вокруг Солнца, ближайшая звезда будет двигаться на фоне более далеких звезд фона.Астрономы могут измерить положение звезды один раз, а затем еще раз через 6 месяцев и вычислить видимое изменение положения. Кажущееся движение звезды называется звездным параллаксом.

Существует простая взаимосвязь между расстоянием до звезды и ее углом параллакса:

d = 1/ p

Расстояние d измеряется в парсеках, а угол параллакса p измеряется в угловых секундах.

Это простое соотношение — вот почему многие астрономы предпочитают измерять расстояния в парсеках.

Ограничения измерения расстояний с использованием звездного параллакса

Углы параллакса менее 0,01 угловой секунды очень трудно измерить с Земли из-за влияния земной атмосферы. Это ограничивает земные телескопы возможностью измерения расстояний до звезд на расстоянии примерно 1 / 0,01 или 100 парсеков. Телескопы космического базирования могут иметь точность до 0,001, что увеличило количество звезд, расстояние до которых можно было измерить с помощью этого метода. Однако большинство звезд даже в нашей галактике находятся намного дальше, чем 1000 парсеков, поскольку Млечный Путь составляет около 30 000 парсеков в поперечнике.В следующем разделе описывается, как астрономы измеряют расстояния до более далеких объектов.

Некоторые примеры для опробования

1. У звезды угол параллакса p составляет 0,723 угловой секунды. Какое расстояние до звезды?
2. Сириус, двойная звезда в нашей галактике, находится на расстоянии 2,64 парсека от нас. Каким будет угол параллакса в угловых секундах для этой двойной звезды?
3. Звезда A имеет угол параллакса 0,82 угловой секунды, а звезда B имеет угол параллакса 0.45 угловых секунд. Какая звезда находится ближе всего к Земле и насколько?

Ответ

1. 1 / 0,723 = 1,38 парсека
2. 1 / 2,64 = 0,34 угловой секунды
3. Звезда A находится ближе всего к Земле. Это на 1 парсек ближе, чем звезда B.

Как измерить астрономически далекие объекты

Если вы хотите определить размер баскетбольного мяча, вы можете использовать обычную метрическую палку для измерения диаметра. У вас должно получиться значение около 0,24 метра. Пожалуйста, не используйте дюймы — с ними сложнее иметь дело.В любом случае, вы, вероятно, не используете имперские единицы, поскольку официально эту систему используют только три страны: Мьянма, Либерия и … США. Пора переходить на метрическую систему, как и все.

Но что, если вам нужно расстояние от Нью-Йорка до Лос-Анджелеса? Конечно, вы все равно можете использовать метры с расстоянием примерно 3,93 x 10 ⁶ метров или километры (3930 км). Но на самом деле километры — это просто хороший способ использования метров. Это та же единица расстояния, только с префиксом.Единицы измерения метры (или километры) достаточно хорошо подходят для таких больших объектов, как Земля, с радиусом около 6,37 x 10 ⁶ метров.

Однако за пределами Земли материал начинает становиться сверхбольшим. При работе с очень большими объектами часто бывает полезно использовать единицы измерения очень большого расстояния. Давайте рассмотрим три наиболее распространенных единицы измерения расстояния в астрономии.

Астрономическая единица

Название этой единицы как бы делает ее более важной, чем она есть на самом деле — она ​​все еще важна, но не для остальной Вселенной.Короче говоря, астрономическая единица (AU) — это расстояние от Земли до Солнца. Технически это неверно, поскольку орбита Земли вокруг Солнца не идеально круглая. Скажем так, AU — это среднее расстояние до Солнца — пока это работает.

С помощью AU намного проще измерять расстояния в солнечной системе. Например, расстояние от Солнца до Марса составляет около 1,52 а.е., а расстояние до Плутона — около 40 а.е. Но есть еще лучшая причина для описания расстояний в AU, чем просто удобство.Люди сначала использовали астрономические единицы, потому что мы не знали расстояния от Земли до Солнца. Да, это звучит безумно, но это правда.

Итак, вот сделка. Древние греки провели потрясающие измерения Земли и Луны (и они пытались определить расстояние до Солнца), но это было довольно сложно. Но даже без точного значения расстояния Солнце-Земля, более поздние астрономы все же смогли провести хорошее моделирование Солнечной системы. Фактически Иоганн Кеплер обнаружил, что время, необходимое планете для обращения вокруг Солнца, пропорционально ее расстоянию до Солнца (опять же, технически эти орбиты являются эллипсами).Используя это, он определил расстояние от других планет до Солнца в терминах расстояния до Земли. Бум — это дает вам расстояние в AU.

Конечно, никто не хочет останавливаться и покидать всю солнечную систему в терминах АС. Нам действительно нужен коэффициент преобразования между AU и метрами. Чтобы получить это, вам нужно измерить расстояние Земля-Солнце. Это не такая уж простая задача, но есть один способ получить разумную ценность — использовать транзит Венеры. Это происходит, когда планета Венера проходит между Землей и Солнцем (это происходит не так часто, как вы думаете).Измеряя точное время начала и окончания транзита из разных частей Земли, вы можете получить значение AU с точки зрения размера Земли (который мы в основном знаем). Вот все подробности этого расчета, если вам интересно.

Как измеряются расстояния в космосе?

Если бы вы могли сесть на экспресс-такси до Луны, путешествуя со скоростью 128,7 км (80 миль) в час, ваша поездка продлилась бы немногим более 124 дней. Попытайтесь подъехать к ближайшей звезде, и вы никогда не доберетесь до нее.Луна может выглядеть ближе, чем звезды, но расстояния могут обмануть, если вы измеряете их по яркости и размеру. Космос настолько обширен, что астрономы используют несколько единиц измерения, чтобы понять все это.

Солнечная система: намного больше, чем хлебница

Космос — это в основном «космос», и многие объекты в нем невероятно далеки друг от друга по человеческим меркам. Луна, ближайший сосед Земли, имеет среднее расстояние 384 400 км (238 855 миль), в то время как Плутон, ныне известный как карликовая планета, живет у края Солнечной системы, в среднем 5.8 миллиардов километров (3,6 миллиарда миль) от Солнца. По состоянию на март 2013 года космический корабль «Вояджер-1», запущенный в 1977 году, находился в 11 миллиардах миль от Земли.

Развлечения с астрономическими единицами

Чтобы упростить определение огромных расстояний в пределах Солнечной системы, астрономы изобрели астрономическую единицу, или AU. Его значение — это среднее расстояние от Земли до Солнца, или 149 600 000 километров (92 584 307 миль). Вместо того, чтобы выражать расстояние до Плутона в километрах, вы можете просто сказать, что оно 39.54 AU прочь.

Почему единицы измерения помогают

Единицы измерения, такие как AU, могут помочь вам визуализировать огромные расстояния, сравнивая их с известным стандартом. Зная, что Плутон находится примерно в 39 а.е. от Солнца, представьте себе модель Солнечной системы из пенополистирола с одним шаром, который представляет солнце, сидящим примерно в футе от другого шара, который представляет Землю. Затем вы можете визуализировать, как вы помещаете другой шар примерно в 39 раз дальше от солнечного шара, чтобы представить Плутон.

Уменьшите Млечный Путь до размеров

Солнечная система расположена на краю Млечного Пути, галактики, состоящей из миллиардов звезд.Ближайшая звезда, Проксима Центавра, находится примерно в 271 000 а.е. от Земли. Однако вся галактика имеет ширину 1 000 000 000 000 000 000 км (621 371 000 000 000 000 000 миль). Вместо того, чтобы пытаться измерить эти огромные расстояния в километрах или единицах а.е., вы можете указать их в световых годах. Световой год — 9 334 200 000 000 км (5 800 000 000 000 миль) — это расстояние, которое свет проходит за один год. Таким образом, расстояние до Проксимы Центавра в световых годах составляет 4,22 световых года.

Измерить все

Вселенная, состоящая из всей материи и энергии, может поражать воображение, когда вы понимаете галактические расстояния.Андромеда, галактика, похожая на Млечный Путь, находится на расстоянии 2 миллионов световых лет от нас. Путешествуя со скоростью света, вы проделаете путь за 2 миллиона лет. Чтобы достичь z8_GND_5296, самой далекой известной галактики по состоянию на сентябрь 2014 года, потребовалось бы ошеломляющие 30 миллиардов световых лет.