Номер 2, страница 139 - гдз по физике 9 класс учебник Кабардин

2. Как измеряют расстояния до звёзд?

Для измерения расстояний до звёзд и других астрономических объектов используется целый комплекс методов, часто называемый "шкалой космических расстояний". Выбор метода зависит от того, насколько далеко находится объект.

Метод тригонометрического параллакса (или годичного параллакса)
Это наиболее прямой и точный способ измерения расстояний до ближайших звёзд. Он основан на явлении параллакса — видимом смещении объекта на фоне более далёких объектов при изменении положения наблюдателя. В астрономии в качестве базы для наблюдения используют орбиту Земли вокруг Солнца.
Наблюдения за положением звезды проводятся с интервалом в полгода, когда Земля находится в противоположных точках своей орбиты. За это время звезда немного смещается на фоне очень далёких, практически неподвижных звёзд. Угол, под которым со звезды был бы виден средний радиус земной орбиты ($a = 1$ астрономическая единица), называется годичным параллаксом ($\text{p}$).
Зная параллакс, можно вычислить расстояние до звезды ($\text{D}$). Для малых углов, выраженных в радианах, расстояние равно $D = a/p$. В астрономии принято измерять параллакс в угловых секундах ("), а расстояние — в парсеках (пк). Парсек — это расстояние, с которого радиус земной орбиты виден под углом в одну угловую секунду. Таким образом, формула для расчёта расстояния в парсеках очень проста:
$D (пк) = 1 / p (")$
Например, если параллакс звезды составляет $0.1"$, расстояние до неё равно $1 / 0.1 = 10$ пк.
Этот метод ограничен точностью измерения малых углов и применим для звёзд на расстоянии до нескольких тысяч световых лет. Космические миссии, такие как Hipparcos и Gaia, значительно повысили точность этих измерений.

Метод стандартных свечей
Для более далёких звёзд и галактик используют "стандартные свечи" — астрономические объекты, светимость (абсолютная звёздная величина $\text{M}$) которых известна. Зная абсолютную звёздную величину и измерив видимую звёздную величину ($\text{m}$), можно определить расстояние до объекта. Видимая яркость объекта уменьшается пропорционально квадрату расстояния до него. Связь между этими величинами описывается формулой модуля расстояния:
$m - M = 5 \log_{10}(d) - 5$
где $\text{d}$ — расстояние в парсеках. Отсюда расстояние можно выразить как:
$d = 10^{(m - M + 5) / 5}$
Основными типами стандартных свечей являются:
Цефеиды: Это пульсирующие переменные звёзды, у которых существует строгая зависимость "период пульсации — светимость". Измерив период пульсации цефеиды, определяют её абсолютную звёздную величину, а затем и расстояние. Этот метод позволил Эдвину Хабблу доказать, что многие "туманности" на самом деле являются другими галактиками.
Сверхновые типа Ia: Это взрывы белых карликов в двойных системах. В момент максимума блеска они все имеют практически одинаковую светимость, что делает их превосходными стандартными свечами для измерения расстояний до очень далёких галактик.

Метод спектрального параллакса
Этот метод не связан с геометрическим параллаксом, а основан на анализе спектра звезды. По спектру звезды определяют её спектральный класс (зависящий от температуры) и класс светимости (зависящий от размера и плотности звезды). Эти два параметра позволяют определить положение звезды на диаграмме Герцшпрунга — Рассела, которая связывает спектральный класс и светимость звёзд.
Таким образом, по спектру находят абсолютную звёздную величину ($\text{M}$) звезды. Затем, измерив её видимую звёздную величину ($\text{m}$), расстояние вычисляют по той же формуле модуля расстояния, что и для стандартных свечей. Этот метод менее точен, чем тригонометрический параллакс, но позволяет оценивать расстояния до тысяч звёзд в нашей Галактике.

Метод, основанный на законе Хаббла (для далёких галактик)
Для измерения расстояний до очень далёких галактик используется закон Хаббла. Он гласит, что скорость удаления галактики ($\text{v}$) пропорциональна расстоянию до неё ($\text{D}$):
$v = H_0 \cdot D$
где $H_0$ — постоянная Хаббла.
Скорость удаления галактики определяется по красному смещению ($\text{z}$) в её спектре — смещению спектральных линий в красную (длинноволновую) сторону из-за эффекта Доплера. Для не слишком больших скоростей $v \approx c \cdot z$, где $\text{c}$ — скорость света. Измерив красное смещение галактики, можно найти скорость её удаления, а затем, по закону Хаббла, рассчитать расстояние. Этот метод неприменим к близким объектам (внутри нашей Галактики или к соседним галактикам), так как их собственное движение может быть больше скорости, обусловленной расширением Вселенной.

Ответ: Расстояния до звёзд измеряют различными методами, выбор которых зависит от удалённости объекта: для близких звёзд используют метод годичного параллакса; для более далёких звёзд и галактик — методы стандартных свечей (например, цефеид) и спектрального параллакса; для очень далёких галактик — закон Хаббла, основанный на измерении красного смещения.