We weten dat de zon het dichtste bij de aarde staat. Als we het hebben over objecten buiten het zonnestelsel, dan is Proxima Centauri en het Alpha Centauri systeem in de eerste plaats in de nabijheid van de sterren. Maar hoe weten we dit?
De eerste mensen waren niet bijzonder geïnteresseerd in de sterren, omdat ze de ruimte beschouwden als een statische koepel, waar hemellichamen stevig boven de aarde zijn bevestigd. Maar toen vermoedden de oude wijze mannen dat de wereld veel gecompliceerder is dan aanvankelijk leek.
Bijvoorbeeld de astronoom uit het oude Griekenland Aristarchus van Samos in de 3e eeuw voor Christus. e. Ik probeerde de afstand van de zon te bepalen. Hij vond dat de ster 20 keer verder van de maan verwijderd moest zijn (het huidige cijfer is 20 keer meer). Meer moderne figuren werden geleverd door astronoom Jacques Dominique Cassini in 1672, gebruikmakend van het moment van de Mars-confrontatie (140 miljoen km).
Visualisatie van de parallaxmethode
Lange tijd moesten wetenschappers de beweging van Venus gebruiken om de parameters van het zonnestelsel te begrijpen. Zo ontstonden grote internationale projecten, waarbij wetenschappers uit de hele wereld observaties en afgeleide afstanden combineerden met ruimtevoorwerpen. Maar hoe meten onderzoekers deze afstanden?
De eenvoudigste en eerste methode was parallax (triangulatie). Je weet het misschien niet, maar je observeert constant het effect in het gewone leven. Vergeet niet hoe je ging in de auto, trein of minibus. Je hebt misschien gemerkt hoe snel de voorwerpen in de buurt (zoals berichten en mensen) flitsen tegen de achtergrond van verder weg gelegen voorwerpen (bergen, wolken, enz.). De conclusie is eenvoudig: de parallax-offset voor nabije objecten is veel belangrijker en opmerkelijker.
Parallax-effect
Parallax wordt berekend als een vergelijking. Je hebt een basis nodig (meting van twee hoeken en één afstand) en kennis van trigonometrie om de lengte van een van de benen in een rechthoekige driehoek te berekenen. Hoe langer de basis, hoe belangrijker de parallactische verplaatsingen en hoeken worden.
Bij het verplaatsen van het ene uiteinde van de basis naar het andere, verandert de zichtbare richting naar een punt. De verschuiving van een voorwerp tegen de achtergrond van verre hemellichamen wordt een parallaxverschuiving genoemd. Wat zal de aardse waarnemer als basis nemen? Dit is de diameter van de baan van de aarde rond de zon.
Het moeilijkste was om parallax toe te passen op meer verre sterren. De doorbraak gebeurde pas in de 19e eeuw, toen de goniometrische apparaten behoorlijk nauwkeurig werden. Geluk glimlachte naar Vasily Struve, die in 1837 voor het eerst de waarde van de parallax van de Vega-ster publiceerde - 0,12 hoekseconden. Verdere observaties van Friedrich Bessel volgden voor de 61 Cygnus ster - 0.3 ''.
De afstanden in de parallaxmethode voor andere sterren begonnen te worden gemeten in parsecs (1 parsecs = 3,26 lichtjaren). Dit is het startpunt van referentie, waar precies vanaf deze afstand de straal van de baan van onze planeet wordt bekeken in een hoek van 1 seconde. Als u de afstand tot de ster in de parsecs wilt berekenen, gebruik dan een eenvoudige formule waarbij 1 in seconden wordt gedeeld door de parallax van de ster.
De methode werkt prima als je afstanden van niet meer dan 100 parsecs meet (de parallaxmethode botst met een barrière in de vorm van de atmosfeer van de aarde). Maar het universum is oneindig. Hoe meer verre objecten te zien? Fotometrische methoden die ontstonden met de ontwikkeling van fotografie en variabele sterren (cephei) helpen hier. De eerste die slaagde, was astronoom Henriette Levitt. Ze bestudeerde de glans van sterren op fotometrische platen met behulp van Cepheïden op het grondgebied van de Small Magellanic Cloud. Ze slaagde erin om te begrijpen dat met de helderheid van de ster toeneemt en de periode van oscillatie van de helderheid.
Dankzij de helderheid en zichtbaarheid van Cepheïden kunnen voorwerpen in de buurt worden gevolgd. Als we het verband tussen periodiciteit en helderheid herinneren, krijgen we in de vorm van Cephei een handig hulpmiddel voor het berekenen van de schalen van het universum.
Maar het is moeilijk om de afstand tot de dichtstbijzijnde Cepheid te meten, omdat deze 130 parsecs op afstand is. Daarom ontstond er een "trapafstand" -schema, waarbij verspreide sterrenhopen een tussenstadium werden, waar stellaire objecten worden gekenmerkt door een totale vormingstijd. Het opstellen van een grafiek met een indicator van temperatuur en helderheid leidde tot de afleiding van de hoofdreeks. Alle sterren in het cluster bevinden zich op een afstand van bijna een afstand van de aarde, dus hun schijnbare schittering maakte het mogelijk de mate van helderheid te berekenen.
Het was noodzakelijk om de exacte afstand tot ten minste één cluster te bepalen om een "fit van de hoofdreeks" te maken. Dit hielp de Pleiaden en Hyades. Daarna hadden we al een trap naar de dichtstbijzijnde Cepheïden.
De Pleiaden is een open cluster die 3000 sterren kan bevatten en zich op 400 lichtjaar afstand bevindt (120 parsecs). Onder de namen zijn: Seven Sisters, NGC 1432/35 en M45.
De nauwkeurigheid van de meting neemt toe als je de sterren niet vanaf de aarde observeert, maar in ieder geval in een baan om de aarde. Daarom werd in 1989 de Hipparcos-satelliet gelanceerd, met behulp waarvan ze een astronomische catalogus van 120 sterren met jaarlijkse parallaxen konden presenteren.
Als je nog verder wilt gaan, kun je niet zonder een roodverschuiving. De opkomst van de methode is te danken aan de astronoom Vesto Slifer, die in de studie van galactische spectra opmerkte dat veel lijnen rood verschoven zijn ten opzichte van de waarnemer. Toen nam Edwin Hubble de ontwikkeling van het thema over, die de Hubble-constante afgeleidde en zich realiseerde dat de sterrenstelsels werden verwijderd (de verwijderingssnelheid is evenredig met de afstand tot de melkweg), en het universum breidt zich uit. In de moderne wereld is het de roodverschuivingsmethode die het mogelijk maakt om afstanden tot verre sterrenstelsels te bepalen. Laten we natuurlijk niet vergeten dat wetenschappers nu meer geavanceerde observatietechnologieën en satellieten in een baan hebben, dus de afstanden tot de sterren worden voortdurend verfijnd. De laatste Gaia-missie is bijvoorbeeld het nauwkeurig meten van de parallax, intrinsieke en radiale snelheid voor 1 miljard sterren.
