Номер 1, страница 210 - гдз по физике 11 класс учебник Закирова, Аширов

1. Какие методы определения расстояний до небесных объектов вам известны?

Для определения расстояний до небесных объектов используется так называемая "шкала космических расстояний", которая представляет собой иерархию методов, каждый из которых калибруется предыдущим и применим для своего диапазона расстояний.

1. Радиолокационный метод
Этот метод является самым точным и прямым, но его применение ограничено объектами Солнечной системы (Луна, планеты, астероиды). Суть метода в том, что на Земле генерируется мощный радиосигнал, который направляется на небесное тело. Сигнал отражается от поверхности объекта и возвращается обратно, где его принимает антенна. Измеряется полное время $\text{t}$ путешествия сигнала. Поскольку радиоволны распространяются со скоростью света $\text{c}$, расстояние $\text{d}$ до объекта вычисляется по простой формуле: $d = \frac{c \cdot t}{2}$. Деление на 2 необходимо, так как сигнал проходит расстояние $\text{d}$ дважды — туда и обратно.

Ответ: Радиолокационный метод основан на измерении времени, за которое радиосигнал проходит путь до объекта и обратно, что позволяет с высокой точностью определять расстояния в пределах Солнечной системы.

2. Метод тригонометрического параллакса
Это фундаментальный метод для измерения расстояний до ближайших звезд. Он основан на явлении параллакса — кажущемся изменении положения объекта относительно удаленного фона при смене точки наблюдения. В астрономии в качестве базиса (расстояния между точками наблюдения) используется диаметр орбиты Земли. Положение звезды измеряют с интервалом в шесть месяцев, когда Земля находится в противоположных точках своей орбиты. Угол смещения звезды на небесной сфере, равный половине этого смещения, называется годичным параллаксом $\text{p}$. Расстояние до звезды $\text{d}$ обратно пропорционально параллаксу. Если угол $\text{p}$ измеряется в угловых секундах ($''$), то расстояние в парсеках (пк) вычисляется как: $d \text{ (пк)} = \frac{1}{p \text{ (''}})$. Один парсек — это расстояние, с которого радиус земной орбиты виден под углом в одну угловую секунду (примерно 3.26 светового года).

Ответ: Метод тригонометрического параллакса использует видимое смещение звезды на фоне далеких объектов, вызванное движением Земли по орбите, для геометрического вычисления расстояния до нее.

3. Метод "стандартных свеч"
Для измерения расстояний до более далеких звезд и других галактик, где параллакс становится пренебрежимо малым, используют объекты с известной светимостью — так называемые "стандартные свечи". Идея метода заключается в том, что, зная истинную светимость объекта (его абсолютную звездную величину $\text{M}$) и измерив его видимую яркость (видимую звездную величину $\text{m}$), можно вычислить расстояние $\text{d}$. Связь между этими величинами описывается формулой модуля расстояния: $m - M = 5 \log_{10}(d) - 5$ (где $\text{d}$ в парсеках). Основные типы стандартных свеч:
• Цефеиды — это класс пульсирующих переменных звезд, у которых существует строгая зависимость "период-светимость". Измерив период изменения блеска цефеиды, астрономы определяют её абсолютную звездную величину и, следовательно, расстояние. Этот метод позволил Эдвину Хабблу доказать, что другие галактики находятся далеко за пределами Млечного Пути.
• Сверхновые типа Ia — это термоядерные взрывы белых карликов, достигающие колоссальной и, что самое важное, почти одинаковой пиковой светимости. Благодаря этому они видны на огромных, межгалактических расстояниях (миллиарды световых лет) и служат важнейшими маяками для измерения масштабов Вселенной.

Ответ: Метод стандартных свеч позволяет вычислить расстояние до объекта путем сравнения его известной истинной светимости с наблюдаемой на Земле видимой яркостью.

4. Закон Хаббла-Леметра
Для самых далеких объектов во Вселенной (галактик и квазаров) используется космологический метод, основанный на законе Хаббла-Леметра. Этот закон гласит, что галактики удаляются друг от друга, и скорость их взаимного удаления $\text{v}$ пропорциональна расстоянию $\text{d}$ между ними: $v = H_0 \cdot d$. Здесь $H_0$ — постоянная Хаббла, характеризующая темп расширения Вселенной в современную эпоху. Скорость удаления галактики определяется по её красному смещению $\text{z}$ — сдвигу линий в её спектре в сторону длинных (красных) волн. Это смещение возникает из-за эффекта Доплера (для близких галактик) и космологического расширения пространства (для далеких). Измерив красное смещение $\text{z}$, можно определить скорость $\text{v}$ и затем, по закону Хаббла-Леметра, найти расстояние $\text{d}$. Этот метод является основным инструментом современной космологии.

Ответ: Закон Хаббла-Леметра позволяет определять расстояния до далеких галактик, исходя из измеренной скорости их удаления от нас, которая прямо пропорциональна расстоянию.