Номер 3, страница 194 - гдз по физике 11 класс учебник Башарулы, Шункеев

3. Какой метод используется для измерения внегалактических расстояний? В чем заключается сущность этого метода?

3. Какой метод используется для измерения внегалактических расстояний? В чем заключается сущность этого метода?

Для измерения внегалактических расстояний используется комплекс методов, составляющих так называемую "шкалу космических расстояний". Выбор конкретного метода зависит от того, насколько далеко находится объект.

1. Метод "стандартных свеч"

Сущность этого метода заключается в использовании астрономических объектов, абсолютная светимость (истинная яркость) которых считается известной. Такие объекты называют "стандартными свечами". Зная абсолютную светимость и измерив видимую звездную величину (наблюдаемый блеск) объекта, можно вычислить расстояние до него, так как видимый блеск убывает пропорционально квадрату расстояния. Основными типами стандартных свеч для измерения внегалактических расстояний являются:

• Цефеиды. Это класс пульсирующих переменных звезд, для которых существует строгая зависимость "период-светимость". Измерив период изменения блеска цефеиды в другой галактике, астрономы определяют ее абсолютную светимость. Сравнивая ее с видимым блеском, вычисляют расстояние. Метод эффективен для расстояний до ~100 миллионов световых лет.
• Сверхновые типа Ia. Эти объекты представляют собой результат термоядерного взрыва белого карлика в двойной системе. Важнейшей их особенностью является практически одинаковая максимальная светимость в момент взрыва. Поскольку сверхновые очень яркие, их можно наблюдать в очень далеких галактиках (на расстояниях в миллиарды световых лет), что делает их ключевым инструментом для космологии.

2. Закон Хаббла-Леметра

Для самых удаленных галактик, в которых невозможно выделить отдельные объекты (стандартные свечи), применяется закон Хаббла-Леметра.

Сущность метода состоит в установленной зависимости между скоростью удаления галактики ($v$) и расстоянием до нее ($d$). Эта скорость определяется по "красному смещению" ($z$) линий в спектре галактики, которое возникает вследствие расширения Вселенной. Закон выражается формулой:

$v = H_0 \cdot d$

где $H_0$ — постоянная Хаббла. Скорость удаления $v$ связана с красным смещением $z$ (для небольших скоростей) соотношением $v \approx z \cdot c$, где $c$ — скорость света. Таким образом, измерив красное смещение галактики, можно оценить расстояние до нее:

$d = \frac{v}{H_0} = \frac{z \cdot c}{H_0}$

Ответ: Для измерения внегалактических расстояний используются метод стандартных свеч (цефеиды, сверхновые типа Ia) и закон Хаббла-Леметра. Сущность метода стандартных свеч состоит в вычислении расстояния на основе сравнения известной абсолютной светимости объекта с его видимым блеском. Сущность закона Хаббла-Леметра заключается в том, что расстояние до галактики прямо пропорционально скорости ее удаления, которая определяется по красному смещению в ее спектре.

4. Что называется годичным параллаксом звезды? Какой формулой определяются...

Годичным параллаксом ($p$) звезды называется угол, под которым со звезды виден средний радиус земной орбиты (равный одной астрономической единице), перпендикулярный лучу зрения. Фактически, это небольшое видимое смещение звезды на фоне более далеких звезд при наблюдении с Земли из двух диаметрально противоположных точек ее орбиты (например, с интервалом в 6 месяцев). Годичный параллакс равен половине этого наблюдаемого углового смещения.

Расстояние до звезды ($d$) определяется по ее годичному параллаксу. Поскольку параллактические углы очень малы, можно использовать упрощенную тригонометрическую формулу. Если расстояние $d$ измерять в парсеках (пк), а годичный параллакс $p$ — в угловых секундах ("), то формула для определения расстояния принимает очень простой вид:

$d \text{ [пк]} = \frac{1}{p \text{ ["]}}$

Парсек (пк) — это специальная астрономическая единица измерения расстояний, которая по определению является расстоянием до объекта, чей годичный параллакс равен одной угловой секунде.

Ответ: Годичный параллакс звезды — это угол, под которым со звезды виден средний радиус орбиты Земли. Расстояние до звезды в парсеках определяется как величина, обратная ее годичному параллаксу, выраженному в угловых секундах, по формуле $d = 1/p$.