Astronet - 1

1.1 Разстояния

В зависимост от разглежданата ситуация или проблем в съвременната астрофизика се използват редица извънсистемни единици. Това се дължи на факта, че разглежданият диапазон от стойности се различава с десетки порядъци. Нека накратко изброим основните единици за измерване на разстояния.

1. Естествена мярка за разстояния в Слънчевата система еастрономическа единица (AE).

Една астрономическа единица = cm светлинни секунди е голямата полуос на земната орбита. Измерва се с дневния паралакс на Слънцето. Възможно е да се предложи друг начин за измерване на разстоянието до Слънцето, базиран само на астрономически измервания - чрез наблюдение на годишната аберация на звездите: поради ограничеността на скоростта на светлината позицията на всеки източник (звезда), измерена от наблюдател, движещ се със скорост, се измества под ъгъл. Следователно по време на едно въртене на Земята около Слънцето (една година) всяка звезда в небето описва елипса, чиято голяма полуос, изразена в радиани, е . Оттук, знаейки скоростта на светлината, намираме km/s и, приемайки, че орбитата на Земята е кръгла (всъщност нейният ексцентричност), определяме астрономическата единица. С оглед на малкия размер релативистките корекции са незначителни. Целият въпрос е с каква точност измерваме астрономическата единица. Съвременният метод се основава на радара на тела от Слънчевата система с известни орбити - астероиди, които са близо до Слънцето, или изкуствени космически кораби.

Характерният размер на слънчевата система е 40 AU. Това разстояние приблизително съответства на голямата полуос на орбитата на Плутон. Така нареченият. Поясът на Кайпер е вторият астероиден пояс. Съвременната проникваща способност на големите телескопи (например космическия телескоп Хъбъл или 10-метровия телескоп W. Keck) позволява запис на такова разстояниеотразената светлина на Слънцето от тела с размери няколко десетки километра.

2. Обръщайки се към звездите на Галактиката, става по-удобно да се използва друга единица - парсек.Парсек е разстоянието, от което голямата полуос на орбитата на Земята се вижда под ъгъл. Поради годишното движение на Земята около Слънцето позицията на светилото, намиращо се на разстояние 1 парсек, ще се измести с 1 дъгова секунда. В астрономията това явление се наричагодишен паралакс, откъдето идва и името на единицата за разстояние -парсек= паралакс за секунда. Тъй като в радианова мярка намираме 1 парсек = 206265 AU cm.

Характерните разстояния до най-близките звезди са няколко парсека (например годишният паралакс на Кентавър, т.е. pc). Разстоянието от Слънцето до центъра на Галактиката се изчислява в kpc. Размерът на типичната галактика (по-точно областта на галактиката, в която се наблюдава светеща материя - звезди, газ) е 10-20 kpc. Разстоянията до най-близките галактики са стотици килопарсеки и мегапарсеци (сателити на нашата Галактика, Големи и Малки Магеланови облаци - 55 kpc; мъглявина Андромеда (M31) - 640 kpc). Разстоянието до центъра на куповете галактики в Дева, на ръба на който се намира нашата Галактика, е около 15 Mpc. Друг близък клъстер от галактики в съзвездието Coma Berenices се намира на разстояние 80 Mpc. Вселената става средно хомогенна и изотропна при характерните разстояния Mpc. Хомогенността на скали от порядъка на величината означава, че средната плътност на материята в клетките с размер (с други думи, обем) е една и съща, независимо от произволно избраната област.

Радиусът на Хъбъл (хоризонт на събитията за всеки наблюдател) се определя като (модерна възраст на Вселената) (скорост на светлината) (50 km/s/Mpc/) cm (50 km/s/Mpc/) Mpc (тук текущата стойност на константата на Хъбъл).

3. Вастрофизиката също трябва да се справя с много малки разстояния. Това се дължи на факта, че основната информация за астрофизичните източници се получава от измерване на потока на електромагнитното излъчване от различни обекти (по-долу ще разгледаме и излъчването на неутрино и гравитационни вълни), а радиацията се получава на микроскопично ниво по време на квантови преходи в атомите (свързани преходи), по време на фотоелектричен ефект (свободно свързани преходи), по време на ускорено движение на заредени частици във вакуум (тормочно лъчение или свободно свободно лъчение) или в магнитно поле (циклотрон) или, в случай на релативистични частици, синхротронно лъчение). Ето някои характерни измерения, известни от курса на атомната физика, на които понякога ще се позоваваме в бъдеще:

класически електронен радиус