Откуда мы знаем расстояние до Луны, планет, звёзд и галактик?⁠⁠

Прочитал я давеча тут пост (держу вас в курсе) в "лучшем" про фотографии с космического телескопа "Спитцер", и в комментариях к посту люди задавались вопросом, мол а как узнают расстояние до космических объектов? 384400 км, 1.2 млрд км, 4.2 световых года, 12 мегапарсек. Расстояния, которые не то что измерить — представить себе трудно. Дело осложняется тем, что "пощупать" эти объекты мы не можем, да и расположены они как бы на двухмерной плоской проекции — небесной сфере. Но есть несколько способов (некоторые были изобретены ещё древности) в закромах у астрономов. Стену текста постараюсь не делать, заумным — это вообще не ко мне, ну а картиночки будут обязательно.

Луна

Единственное естественное небесное тело, расстояние до которого можно измерить с крайне высокой точностью (миллиметры!). Это стало возможным благодаря так называемым уголковым отражателям, оставленными людьми на лунной поверхности в 1969-1972 годах. Телескоп направляется точно на уголковые отражатели, затем через него пускают лазерный луч. Лазерное излучение отражается от, кхм, отражателя и достигает Земли, где фиксируется. Зная время, требуемое свету достигнуть Луны, и его скорость, без труда можно посчитать расстояние.

Уголковые отражатели имеются (и используются) также на заброшенных советских "Луноходах".

Отражатель, оставленный на нашем спутнике в ходе миссии "Аполлон-11". Особая пирамидная форма зеркал позволяет каждой грани перенаправлять свет именно в ту сторону, откуда он пришёл.

Планеты Солнечной системы, их спутники, кометы, астероиды и прочий мусор.

Расстояния до этих объектов можно измерить с хорошей точностью с помощью радиоволн. Берём радиотелескоп (здоровенная спутниковая тарелка) и посылаем радиосообщение к нужному нам объекту, например к планете (в момент отправки засекаем время). Радиосигнал летит сквозь глубины космоса, сталкивается с планетой, часть поглощается, часть вообще не пойми куда отражается, а другая летит обратно. Принимаем отражённый сигнал, останавливаем секундомер. Есть время, есть скорость, легко посчитать расстояние. И не забываем, что ежесекундно расстояние между объектами Солнечной системы меняется!

Планетный радар "АДУ-1000". Здесь изображён передатчик (приёмники находятся на расстояниях в несколько километров), имеющий 8 вогнутых антенн. Именно с помощью него СССР в 1960-х годах стали первыми, кто провёл радиолокацию Венеры.

Звёзды

С Солнечной системой пока вроде бы понятно. А как быть со звёздами? Лазер и радио бесполезны — во-первых, долго ждать возврата сигнала (года/десятилетия), во-вторых, отражённый сигнал принять не сможем — настолько он ослабнет от длительного путешествия через межзвёздную среду.

На помощь нам приходят математика с геометрией. Есть такое явление под названием "параллакс". Говоря языком дилетанта, это видимое изменение положения одного тела на фоне другого, более далёкого. Если непонятно, то читайте дальше. Поставьте перед собой указательный палец (расстояние от лица пусть будет сантиметров 30). Сфокусируйтесь на пальце и начинайте поочерёдно закрывать глаза. Вы заметите, как палец будет менять положение относительно заднего плана. Это и называется параллаксом.

Нам известно расстояние между глазами, мы так же можем посчитать кажущееся смещение нашего пальца в градусах. Оказывается, этого достаточно для определения расстояния до нашего пальца! (ого, здорово, правда?)

Этот способ работает и с космическими объектами! Взгляните на рисунок:

По аналогии с предыдущим методом: интересующая нас звезда — это указательный палец, "неподвижные" звёзды — это задний фон, положение Земли летом — левый глаз, положение Земли зимой — правый, расстояние между летними и зимними точками планеты — расстояние между левым и правым глазом. Все права рисунка защищены.

К сожалению, в каком месте Земли мы бы ни находились, заметить смещение звезды на фоне более далёких объектов мы не сможем — настолько далеки эти объекты. На самом деле, нам и не нужно двигаться по Земле. Надо просто посмотреть на интересующую нас звезду летом и зимой. Ведь именно в эти времена года Земля расположена в диаметрально противоположных точках своей орбиты. А это, между прочим, расстояние в 300 млн км. Вот тут уже смещение звезды будет заметно.

Далее просто измеряем с помощью астрономического угломера видимое смещение звезды, переводим получившееся значение в радианы. Затем просто делим диаметр земной орбиты (то есть расстояние между двумя точками наблюдения) на угол смещения. Вот и всё.

Галактики

(я не стал писать про туманности — эти цветастые облака пыли и газа находятся в пределах нашей галактики, а расстояние в рамках Млечного Пути спокойно вычисляется вышепредставленным методом, пусть и с привлечением точнейшей техники в виде космических телескопов).

Многие наверняка слышали про такое интересное явление, как эффект Доплера (многие такие "ну да, что-то слышал, было дело"). Приведу популярное объяснение: когда вы находитесь на вокзале и в вашу сторону движется поезд с включённым гудком, вы слышите гудок как более высокий. В момент, когда поезд равняется с вами, звук резко меняется на более низкий, а когда локомотив уже уходит от вас, звук становится ещё ниже.

Сущность явления: во время движения источника звука длина волны (то есть расстояние между соседними гребнями) уменьшается (левая часть рисунка), что сопровождается повышением частоты звука. Наблюдатель слышит звук более высоким. Волны, находящиеся позади источника, удлиняются — для наблюдателя позади это будет заключаться в понижении частоты звука (звук более низкий).

Наглядно: нажать сюда.

Свет — это тоже волна, пусть и электромагнитная. И для него тоже характерен эффект Доплера.

Только в отличие от звука, где мы замечали изменение высоты, движущийся источник света будет менять свой цвет.

Однако есть проблема — увидеть собственными глазами изменение цвета объекта вследствие его движения невероятно трудно — эти метаморфозы случаются тогда, когда объект движется со скоростями, близкими к световой. Поэтому, чтобы уловить малейшие, невидимые глазу изменения, используют спектрограф, привинченный к телескопу. Это позволяет получить спектр наблюдаемого объекта (в нашем случае — галактики). Условно, галактический спектр будет выглядеть как-то так:

Чёрные полоски на спектрограмме — это линии поглощения. Они появляются, когда атомы поглощают излучение. Каждый атом определённого химического элемента поглощает строго соответствующую только этому веществу длину волны. Таким образом можно выяснить, из каких элементов состоит наблюдаемый нами объект. Фиолетовый и синий цвета состоят из световых волн короткой длины, а красный — из длинных.

Так вот, именно по сдвигу спектральных линий и выясняют, приближается к нам объект или нет. Сдвиг в область длинных волн называется "красным смещением", в область коротких волн — "синим смещением". По тому, как сильно сдвинут спектр к красному концу, можно определить скорость убегания объекта от нас.

А дальше, зная, что на каждые 3,2 миллиона световых лет скорость объекта возрастает на ~70 км/с (вследствие расширения пространства Вселенной далёкие объекты уходят от нас; расширение происходит с ускорением, подробнее смотрите "закон Хаббла"), рассчитывают приблизительно расстояние (поступаем проще: делим скорость убегания галактики на 70 км/с. Результат умножаем на 3,2. Получаем расстояние в миллионах световых годах). Данный способ работает только с объектами, имеющими красное смещение.

Ну и последний способ (а так вообще их много). Так называемый с использованием "стандартных свеч". Если кратко, то смысл его в том, что мы знаем светимость и расстояние до определённого космического объекта (звезды к примеру). Нам нужно найти аналогичную звезду в интересующей нас галактике. Как правило, это звёзды, принадлежащие к одному классу. Пусть это будет какой-нибудь жёлтый сверхгигант, (чем ярче объект, тем легче его увидеть, тем у более далёких галактик мы сможем вычислить расстояние). Находим эту звезду у себя, вычисляем её расстояние методом параллакса, определяем светимость. Далее находим светимость похожей звезды в другой галактике и зная, что при увеличении дистанции в 2 раза, интенсивность излучения падает в 4 раза, при увеличении в 3 раза — упадёт в 9 раз ну и так далее, находим приблизительное расстояние до звезды в нужной нам галактике.

Ну вот, как-тот так.