Астронет - 1

1.1 Відстань

Залежно від ситуації або завдання в сучасній астрофізиці використовується ряд позасистемних одиниць. Це з тим, що аналізований діапазон величин різниться на десятки порядків. Стисло перерахуємо основні одиниці для вимірювання відстаней.

1. Природною мірою відстаней у Сонячній системі служитьастрономічна одиниця (AE).

Одна астрономічна одиниця = см світлових секунд – велика піввісь земної орбіти. Вимірюється за добовим паралакс Сонця. Можна запропонувати інший спосіб виміру відстані до Сонця, заснований тільки на астрономічних вимірах - за спостереженням річної аберації зірок: через кінцівку швидкості світла положення будь-якого джерела (зірки), що вимірюється спостерігачем, що рухається зі швидкістю, зміщується на кут. Отже, за час одного обороту Землі навколо Сонця (рік) будь-яка зірка на небі описує еліпс, велика піввісь якого виражена в радіанах. Звідси знаючи швидкість світла знаходимо км/с і, вважаючи кругову орбіту Землі (насправді її ексцентриситет ), визначаємо астрономічну одиницю. Зважаючи на дещицю релятивістські поправки несуттєві. Усе питання у тому, з якою точністю ми вимірюємо астрономічну одиницю. Сучасний спосіб заснований на радіолокації тіл сонячної системи з відомими орбітами - астероїдів, що близько підходять до Сонця, або штучних космічних апаратів.

Характерний розмір Сонячної системи - 40 А.Є. Ця відстань приблизно відповідає великій півосі орбіти Плутона. Там розташовується т.зв. пояс Койпера – другий пояс астероїдів. Сучасна проникна здатність великих телескопів (наприклад, космічний телескоп ім. Хаббла або 10 телескоп ім. У.Кека) дозволяє реєструвати на такій відстанівідбите світло Сонця від тіл з розмірами кілька десятків кілометрів.

2. Переходячи до зірок Галактики, стає зручніше користуватися іншою одиницею - парсеком.Парсек - це така відстань, з якої велика піввісь земної орбіти видно під кутом. Через річний рух Землі навколо Сонця положення світила, що знаходиться на відстані 1 парсек, зміщуватиметься на 1 кутову секунду. В астрономії це явище називаютьрічним паралаксом, звідси і назва одиниці відстані -парсек= паралакс-в- секунду. Оскільки в радіанній мірі знаходимо 1 парсек = 206265 АЕ див.

Характерні відстані до найближчих зірок - кілька парсек (наприклад, річний паралакс Центавра, тобто пк). Відстань від Сонця до центру Галактики оцінюється в КПК. Розмір типової галактики (точніше, тієї області галактики, в якій спостерігається речовина, що світиться - зірки, газ) 10-20 кпк. Відстань до найближчих галактик - сотні кілопарсек і мегапарсеки (супутники нашої Галактики, Велика і Мала Магелланови Хмари - 55 кпк; туманність Андромеди (М31) - 640 кпк). Відстань до центру скупчень галактик у Діві, на краю якого знаходиться наша Галактика, близько 15 Мпк. Інше близьке скупчення галактик у сузір'ї Волосся Вероніки розташоване на відстані 80 Мпк. Всесвіт стає в середньому однорідним та ізотропним на характерних відстанях Мпк. Однорідність на масштабах порядку означає, що середня щільність речовини в осередках з розміром (інакше, в обсязі) однакова незалежно від обраної навмання області.

Хабловский радіус (горизонт подій для будь-якого спостерігача) визначається як (сучасний вік Всесвіту) (швидкість світла) (50 км/с/Мпк/) см (50 км/с/Мпк/) Мпк (тут - сучасне значення постійної Хаббла).

3. Уастрофізиці доводиться мати справу з дуже малими відстанями. Це пов'язано з тим, що основна інформація про астрофізичні джерела виходить із вимірювання потоку електромагнітного випромінювання від різних об'єктів (нижче ми також будемо розглядати випромінювання нейтрино та гравітаційних хвиль), а випромінювання народжується на мікроскопічному рівні при квантових переходах в атомах (пов'язано-пов'язані переходи) , при фотоефекті (вільно-пов'язані переходи), при прискореному русі заряджених частинок у вакуумі (гальмівне, або вільно-вільне випромінювання) або магнітному полі (циклотронне або, у разі релятивістських частинок, синхротронне випромінювання). Ось деякі характерні розміри, відомі з курсу атомної фізики, до яких іноді будемо надалі звертатися:

класичний радіус електрона