Астрономический словарик: шкала космических расстояний, щели Кирквуда, эксцентриситет орбиты
Шкала космических расстояний
Иерархия методов определения расстояний во Вселенной (красный цвет — прямые методы, черный — промежуточные, синий — косвенные).
Шкала, или лестница космических расстояний — это последовательность методов, с помощью которых астрономы определяют расстояния до небесных объектов. Прямое измерение расстояния до астрономического объекта возможно только для тех объектов, которые находятся «достаточно близко» (в пределах тысячи парсек) к Земле. Все методы определения расстояний до более удаленных объектов основаны на различных измеренных корреляциях между методами, которые работают на близких расстояниях, и методами, которые работают на больших расстояниях. Некоторые методы основаны на стандартных свечах — астрономических объектах с известной светимостью.
Аналогия с лестницей возникает потому, что ни один метод не может измерить расстояния на всех расстояниях, встречающихся в астрономии. Вместо этого один метод может быть использован для измерения близких расстояний, второй — для измерения близких и промежуточных расстояний и так далее. Каждая ступенька лестницы предоставляет информацию, которая может быть использована для определения расстояний на следующей, более высокой ступеньке.
Расстояние до объекта является одной из основных характеристик, которые определяются из астрономических наблюдений. Более того, только знание расстояний позволяет определять многие характеристики звезд, такие как светимости, массы и прочих.
Шкала расстояний в астрономии основана на знании расстояния между Землей и Солнцем (астрономическая единица, а.е.), которое определяется несколькими способами — старейшим из них является прямое измерение суточного параллакса Солнца. Из-за ряда трудностей (яркость Солнца, тепловые деформации инструмента) этот метод наименее точен. Из третьего закона Кеплера легко определяется взаимное положение планет в Солнечной системе. Остается только масштабировать его, что достигается с высокой точностью определением параллакса Венеры из наблюдений ее прохождения по диску Солнца либо радиолокацией планеты.
Расстояния до звезд первоначально определялись тоже только тригонометрическим методом. Определение годичного параллакса опирается именно на надежное знание 1 а.е. Точность наземных измерений параллаксов ограничена земной атмосферой и составляет приблизительно ±0.01». Также в этих целях используются статистические и групповые параллаксы (параллаксы движущихся скоплений). Последние обладают высокой точностью и лежат в основе шкалы астрономических расстояний, обеспечивая связь между тригонометрическими и фотометрическим методами.
Ступеньки лестницы расстояний обеспечивают разные методы измерения. Расстояния между планетами сегодня измеряются с помощью радиолокации. Межзвездные расстояния вплоть до 100 парсеков раньше измеряли с помощью тригонометрических параллаксов (спутник HIPPARCOS отодвинул эту границу до 1000 парсеков). Вплоть до расстояний в миллион парсеков (1 мпк) используется метод цефеид. Еще более далекие объекты — галактики и квазары удалены от нас на сотни и тысячи мегапарсеков. Такие расстояния измеряются по красному смещению и требуют знания постоянной Хаббла.
Естественно, при передаче эстафеты от одного метода другому, каждый из «старших» методов должен быть проверен с помощью «младшего» метода. Для этого должны существовать области перекрытия, в которых можно применять по крайней мере два метода:
Наиболее надежными годичными параллаксами нас обеспечивают заатмосферные наблюдения — точность спутника HIPPARCOS достигает ±0.001». В любом случае прямые методы (тригонометрические) позволяют определять расстояния, не превышающие 1кпк.
Более удаленные объекты дистанцируются косвенными методами (фотометрическими): блеск убывает пропорционально квадрату расстояния и если известна светимость звезды,
можно найти расстояние. Примерами могут служить «спектральные параллаксы» — по статистическим зависимостям интенсивности линий от светимости или «цефеидные параллаксы» — по зависимости «период/светимость». Точность фотометрических методов ограничивается дисперсией эмпирических зависимостей и, как правило, не превышает ±25%.
Основным фотометрическим методом является метод цефеид. Еще в 1908 году Г. Ливитт, изучая переменные в Малом Магеллановом Облаке (ММО) отметила, что более яркие цефеиды имеют больший период. Поскольку все переменные находятся на одном расстоянии (размеры ММО много меньше расстояния до него), то достаточно знать светимость хотя бы одной такой цефеиды, чтобы для любой звезды данного типа по зависимости «период-светимость» определить расстояние.
Однако в окрестности Солнца, доступной для определения расстояний тригонометрическим методом, нет ни одной цефеиды. Поэтому Х. Шепли счел, что переменные в шаровых скоплениях с похожими кривыми блеска (впоследствии — пульсирующие типа RRLyr!), имеют такую же светимость, что и цефеиды. В результате оценка расстояния оказалась заниженной. Её использование привело к существенному занижению размеров туманности Андромеды (М31) и светимости объектов в ней.
Ошибка сохранялась почти 30 лет до тех пор, пока В. Бааде, а затем Д. Ирвин не разрешили эту проблему, создав современную шкалу расстояний во Вселенной. В этом помогло обнаружение нескольких цефеид в рассеянных скоплениях, расстояния до которых уверенно определяются по диаграмме Герцшпрунга — Рассела.
В сфере радиусом 100 парсеков нет ни одной цефеиды (одна из ближайших к нам цефеид — это Полярная звезда, она удалена от нас на 122 парсека). Поэтому до реализации проекта HIPPARCOS шкала расстояний, основанная на цефеидах в скоплениях, не была согласована с результатами прямых измерений до звезд методами тригонометрических параллаксов. Теперь ситуация изменилась: шкала цефеид была уточнена, на основании чего было сделано заключение о том, что принятое в настоящее время значение постоянной Хаббла должно быть уменьшено на 5–10 процентов.
Гравитационные волны, возникающие при постепенном сближении объектов в компактных бинарных системах, таких как нейтронные звезды или черные дыры, обладают тем полезным свойством, что энергия, испускаемая в виде гравитационного излучения, зависит исключительно из орбитальной энергии пары, и результирующее сжатие их орбит непосредственно наблюдается как увеличение частоты испускаемых гравитационных волн. Поэтому по аналогии со стандартными свечами расстояние до подобных систем можно оценивать без наличия других методов измерения — только вместо светимости звезды используются характеристики гравитационных волн, в связи с чем такие объекты называют «стандартными сиренами», проводя аналогию между звуковыми и гравитационными волнами.
Как и в случае со стандартными свечами, учитывая амплитуды излучаемой и принимаемой энергии, по закону обратного квадрата определяется расстояние до источника. Однако есть некоторые отличия от стандартных свечей. Гравитационные волны излучаются не изотропно —, но измерение поляризации волны дает достаточно информации для определения угла излучения. Детекторы гравитационных волн также имеют анизотропные антенные диаграммы, поэтому для определения угла приема необходимо знать положение источника на небе относительно детекторов. Как правило, если волна обнаружена сетью из трех детекторов в разных местах, это даёт нам достаточно информации, чтобы внести нужные поправки и получить расстояние до объекта. Также, в отличие от стандартных свечей, гравитационные волны не нуждаются в калибровке относительно других мер расстояния.
Удачно, что гравитационные волны не подвержены исчезновению из-за наличия промежуточной поглощающей среды. Но они подвержены гравитационному линзированию, точно так же, как и свет. Если сигнал сильно линзируется, то он может быть принят как несколько событий, разделенных во времени (аналог нескольких изображений квазара, например). Менее легко различить и контролировать эффект слабого линзирования, когда на путь сигнала через пространство влияет множество мелких событий увеличения и размагничивания. Это будет важно для сигналов, возникающих на космологических красных смещениях больше 1. Наконец, сетям детекторов трудно точно измерить поляризацию сигнала, если бинарная система наблюдается почти лицом к лицу — такие сигналы имеют значительно большие ошибки в измерении расстояния. К сожалению, двоичные системы излучают наиболее сильно перпендикулярно плоскости орбиты, поэтому сигналы, направленные в одну сторону, по своей природе сильнее и наблюдаются чаще всего.
Щели Кирквуда
Щели Кирквуда или Кирквуда люки — это определённые области в поясе астероидов, которые создаются резонансным влиянием Юпитера. В этих областях астероиды практически отсутствуют. Эти области соответствуют местам орбитальных резонансов астероидов с Юпитером.
Например, существует очень мало астероидов с большой полуосью около 2,50 AU и периодом 3,95 года. Такие астероиды проходят по три орбиты за каждую орбиту Юпитера (поэтому их орбитальный резонанс называется 3:1). Другие орбитальные резонансы соответствуют орбитальным периодам, длина которых составляет простые доли периода Юпитера.
Впервые эти разрывы были замечены в 1866 году Дэниелом Кирквудом, профессором колледжа Джефферсона в Канонсбурге, штат Пенсильвания. Он, кроме того, правильно объяснил их происхождение орбитальными резонансами с Юпитером.
Большинство разрывов Кирквуда небогаты астероидами — в отличие от средне-двигательных резонансов (MMR) Нептуна или резонанса Юпитера 3:2, которые сохраняют объекты, захваченные во время миграции планет-гигантов.
Совсем недавно было обнаружено относительно небольшое количество астероидов с орбитами высокого эксцентриситета, которые действительно лежат в пределах промежутков Кирквуда. В качестве примера можно привести группы Алинды и Грикуа. Эти орбиты медленно увеличивают свой эксцентриситет в течение десятков миллионов лет и в конце концов выходят из резонанса из-за близкого столкновения с крупной планетой. Именно поэтому астероиды редко встречаются в разрывах Кирквуда.
Эксцентриситет орбиты
В астродинамике орбитальный эксцентриситет астрономического объекта — это безразмерный параметр, определяющий величину отклонения орбиты вокруг другого тела от идеального круга. Значение эксцентриситета, равное 0, соответствует круговой орбите, значения от 0 до 1 образуют эллиптическую орбиту, 1 — параболическую орбиту бегства (или орбиту захвата) объекта, а больше 1 — гиперболу.
Термин получил свое название от параметров конических сечений, поскольку каждая орбита Кеплера является коническим сечением. Обычно он используется для изолированной задачи двух тел, но существуют расширения для объектов, следующих по розетточной орбите через Галактику.
Слово «эксцентричность» происходит от средневекового латинского eccentricus, образованного от греческого ἔκκεντρος «вне центра», от ἐκ- ek-, «из» + κέντρον «центр». Слово «эксцентрик» впервые появилось в английском языке в 1551 году с определением »… круг, в котором земля, солнце и т.д. отклоняются от своего центра». В 1556 году, пять лет спустя, появилась прилагательная форма этого слова.
