Документ взят из кэша поисковой машины. Адрес
оригинального документа
: http://xray.sai.msu.ru/~moulin/1lec/node1.html
Дата изменения: Mon Feb 16 17:47:10 1998 Дата индексирования: Mon Oct 1 22:20:46 2012 Кодировка: koi8-r Поисковые слова: п п п п п п п п п п п п п п п п п п п п п п п п п п п п п р п р п р п р п р п р п р п р п р п |
Естественной мерой расстояний в Солнечной системе служит астрономическая единица.
Одна астрономическая единица = см
световых секунд - большая полуось земной
орбиты. Измеряется по суточному параллаксу Солнца. Можно предложить
другой способ измерения
расстояния до Солнца, основанный только на астрономических измерениях
- по наблюдению годичной аберрации звезд: из-за
конечности скорости света положение любого источника (звезды),
измеряемого наблюдателем, движущимся со скоростью v,
смещается на угол
. Следовательно, за
время одного оборота Земли вокруг Солнца (год) любая звезда на небе
описывает эллипс, большая полуось которого выраженная в радианах
есть
. Отсюда зная скорость света находим
км/с и, полагая орбиту Земли круговой (на самом деле ее эксцентриситет
e=0.017), определяем астрономическую единицу. Ввиду малости v/c
релятивистские поправки несущественны. Весь вопрос в том, с какой
точностью мы измеряем астрономическую единицу. Современный способ
основан на радиолокации тел солнечной системы с известными орбитами -
астероидами, близко подходящими к Солнцу, или искусственных
космических аппаратов.
Характерный размер Солнечной системы - 40 А.Е. Это расстояние примерно соответствует большой полуоси орбиты Плутона. Там же располагается т.н. пояс Койпера - второй пояс астероидов. Современная проницающая способность крупных телескопов (например, космический телескоп им. Хаббла или 10-м телескоп им. У.Кека) позволяет регистрировать на таком расстоянии отраженный свет Солнца от тел с размерами в несколько десятков километров.
Переходя к звездам Галактики, становится удобнее пользоваться
другой единицей - парсеком. Парсек - это такое расстояние, с которого
большая полуось земной орбиты видна под углом 1". Из-за годичного
движения Земли вокруг Солнца положение светила, находящегося
на расстоянии 1 парсек, будет смещаться на 1 угловую секунду.
В астрономии это явление называют годичным параллаксом,
отсюда и название единицы расстояния -парсек = параллакс- в- секунду.
Поскольку в радианной
мере , находим
1 парсек = 206265 АЕ
см.
Характерные расстояния
до ближайших звезд - несколько парсек (например, годичный
параллакс
Центавра
, т.е.
пк).
Расстояние от Солнца до центра Галактики 8.5 кпк.
Размер типичной галактики (вернее, области, занятой светящимся веществом - звездами. газом) 10-20 кпк.
Расстояния до ближайших галактик - сотни килопарсек и мегапарсеки
(Большое и Малое Магеллановы Облака - 55 кпк; туманность Андромеды
(М31) - 640 кпк). Расстояние до центра скоплений галактик в Деве,
на краю которого располагается наша Галактика, около 15 Мпк. Другое
близкое скопление галактик в созвездии Волосы Вероники расположено на
расстоянии 80 Мпк. Вселенная становится в среднем однородной и изотропной
на характерных масштабах 100 Мпк. Хаббловский радиус (горизонт событий
для любого наблюдателя = (современный возраст Вселенной )
( скорость света )
см
Мпк (здесь
- современное значение постоянной
Хаббла).
В астрофизике приходится иметь дело и с весьма малыми расстояниями. Это связано с тем, что основная информация об астрофизических источниках получается из измерения потока электромагнитного излучения от различнывх объектов (ниже мы также будем рассмтаривать излучение нейтрино и гравитационных волн), а излучение рождается на микроскопическом уровне при квантовых переходах в атомах (связанно-связанные переходы), при фотоэффекте (свободно-связанные переходы) или при ускоренном движении заряженных частиц в вакууме (тормозное, или свободно-свободное излучение) или в магнитном поле (циклотронное или, в случае релятивистских частиц, синхротронное излучение). Вот некоторые характерные размеры, известные из курса атомной физики, к которым мы иногда будем в дальнейшем обращаться:
(здесь - постоянная тонкой
структуры
характерный размер атома порядка нескольких
размеров боровских орбит см (внесистемная единица -
1 Ангстрем)
Покажем, что характерная длина волны квантов, излучаемых атомами
при связанно-связанных переходах, много больше размеров самих атомов.
Энергия связи электрона в атоме
a при переходах с верхнего уровня на нижний фотон приобретает
энергию порядка энергии связи электрона,
,
откуда немедленно получаем характерную длину волны видимого
света
,
т.е. сотни и тысячи Ангстрем.