 |
Астронет: К. А. Постнов/ГАИШ Лекции по Общей Астрофизике для Физиков http://variable-stars.ru/db/msg/1170612/node3.html |
<< 1. Введение | Оглавление | 1.2 Времена >>
1.1 Расстояния
В зависимости от рассматриваемой ситуации или задачи в современной астрофизике используется ряд внесистемных единиц. Это связано с тем, что рассматриваемый диапазон величин различается на десятки порядков. Кратко перечислим основные единицы для измерения расстояний.
1. Естественной мерой расстояний в Солнечной системе служит астрономическая единица (AE).
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 
,
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
), определяем астрономическую единицу. Ввиду малости 
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 --
астероидов, 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.
2. Переходя к звездам Галактики, становится удобнее пользоваться
другой единицей -- парсеком. Парсек - это такое расстояние, с которого
большая полуось земной орбиты видна под углом 
. 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 оценивается в 
кпк.
Размер типичной галактики (точнее, той области галактики, в которой
наблюдается светящееся
вещество - звезды, газ) 10-20 кпк.
Расстояния до ближайших галактик -- сотни килопарсек и мегапарсеки
(спутники нашей Галактики,
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 расстояниях 
Мпк. Однородность на масштабах порядка
означает, что средняя плотность вещества в ячейках с размером
(иначе, в объеме 
) одинакова независимо от
выбранной наугад области.
Хаббловский радиус (горизонт событий
для любого наблюдателя) определяется как
(современный возраст Вселенной ) 
( скорость света )
(50 км/с/Мпк/
) см 
(50 км/с/Мпк/) Мпк (здесь -- современное значение постоянной
Хаббла).
3. 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 различных 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), 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:
- классический радиус электрона
- комптоновская длина волны электрона
- радиус первой боровской орбиты
(здесь
- постоянная тонкой
структуры).
Характерный размер атома порядка нескольких размеров боровских орбит и составляет
см (для таких расстояний общеупотребительна
внесистемная единица -
1 Ангстрем=
см).
Показательно, что характерная длина волны квантов, излучаемых атомами
при связанно-связанных переходах, много больше размеров самих атомов.
Энергия связи электрона в атоме водорода (постоянная Ридберга)
эВ,
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.
<< 1. Введение | Оглавление | 1.2 Времена >>