როგორ გავზომოთ მანძილი ვარსკვლავებამდე?
ჰორიზონტალური პარალაქსის მეთოდი
გლობუსი, რომელიც მზიდან 149,6 მილიონი კილომეტრის დაშორებით იმყოფება, ერთი წლის განმავლობაში ორბიტაზე საკმაოდ დიდ მანძილზე „ქარებს“.
თუმცა, მართლაც გიგანტური დისტანციები იწყება გარეთ. მხოლოდ მე-20 საუკუნის დასაწყისში მეცნიერებმა მოახერხეს საკმაოდ ზუსტი გაზომვების გაკეთება და პირველად დაადგინეს მანძილი ზოგიერთ ვარსკვლავამდე.
ვარსკვლავებამდე მანძილის განსაზღვრის მეთოდი შედგება მათკენ მიმართულების ზუსტად განსაზღვრაში (ანუ მათი პოზიციის განსაზღვრა) დედამიწის ორბიტის დიამეტრის ორივე ბოლოდან და ე.წ. "ჰორიზონტალური პარალაქსის მეთოდი". ამისათვის თქვენ უბრალოდ უნდა დაადგინოთ მიმართულება ვარსკვლავისკენ ექვსი თვის მანძილზე გამოყოფილი მომენტებში, რადგან ამ დროის განმავლობაში დედამიწა თავად ატარებს დამკვირვებელს თავისი ორბიტის ერთი მხრიდან მეორეზე.
ვარსკვლავის გადაადგილება (რა თქმა უნდა, აშკარა), რომელიც გამოწვეულია სივრცეში დამკვირვებლის პოზიციის ცვლილებით, უკიდურესად მცირეა, ძლივს აღქმადი. მაგრამ, ის გაზომილი იყო 0″.01 სიზუსტით. ბევრია თუ ცოტა? თავად განსაჯეთ - ეს იგივეა, რაც მოსკოვში წითელ მოედანზე გამვლელის მიერ გადაგდებული რიაზანიდან მონეტის კიდეების შემოწმება.
გასაგებია, რომ ასეთ დისტანციებზე და დისტანციებზე ჩვენ შეჩვეული მეტრი და კილომეტრი აღარ ვარგა. მართლაც დიდი დისტანციები, ანუ კოსმოსური დისტანციები, უფრო მოხერხებულად არის გამოხატული არა კილომეტრებში, არამედ სინათლის წლები, ანუ იმ დისტანციებზე, რომელიც სინათლე, რომელიც ვრცელდება 300 000 კმ/წმ სიჩქარით, გადის წელიწადში.
აღწერილი მეთოდის გამოყენებით, შესაძლებელია განვსაზღვროთ მანძილი ვარსკვლავებამდე სამას სინათლის წელზე ბევრად შორს. ზოგიერთი შორეული ვარსკვლავური სისტემის ვარსკვლავების შუქი ჩვენამდე აღწევს ასობით მილიონი სინათლის წლის მანძილზე.
ეს საერთოდ არ ნიშნავს, როგორც ხშირად ფიქრობენ, რომ ჩვენ ვაკვირდებით ვარსკვლავებს, რომლებიც შესაძლოა აღარ არსებობდნენ სინამდვილეში. არ არის საჭირო იმის თქმა, რომ „ჩვენ ვხედავთ ცაში რაღაცას, რაც სინამდვილეში აღარ არსებობს“. სინამდვილეში, ვარსკვლავების დიდი უმრავლესობა ისე ნელა იცვლება, რომ მილიონობით წლის წინ ისინი ისეთივე იყო, როგორიც ახლაა და მათი ხილული ადგილებიც კი ცაზე ძალიან ნელა იცვლება, თუმცა ვარსკვლავები სწრაფად მოძრაობენ სივრცეში. ამრიგად, ვარსკვლავები, როგორც ჩვენ მათ ვხედავთ, ზოგადად, იგივეა ახლანდელ დროში.
2017 წლის 22 თებერვალს NASA-მ განაცხადა, რომ 7 ეგზოპლანეტა აღმოაჩინეს ერთი ვარსკვლავის TRAPPIST-1-ის გარშემო. სამი მათგანი ვარსკვლავიდან დისტანციებზეა, რომლებშიც პლანეტას შეიძლება ჰქონდეს თხევადი წყალი და წყალი სიცოცხლის მთავარი პირობაა. ასევე ცნობილია, რომ ეს ვარსკვლავური სისტემა დედამიწიდან 40 სინათლის წლის მანძილზე მდებარეობს.
ამ გზავნილმა მედიაში დიდი ხმაური გამოიწვია. მაგრამ 40 სინათლის წელი ბევრია, ბევრია, ძალიან ბევრი კილომეტრია, ანუ ეს არის ამაზრზენი კოლოსალური მანძილი!
ფიზიკის კურსიდან ცნობილია მესამე გაქცევის სიჩქარე - ეს არის სიჩქარე, რომელიც სხეულს უნდა ჰქონდეს დედამიწის ზედაპირზე, რათა გასცდეს მზის სისტემას. ამ სიჩქარის ღირებულებაა 16,65 კმ/წმ. ჩვეულებრივი ორბიტალური ხომალდი აფრინდება 7,9 კმ/წმ სიჩქარით და ბრუნავს დედამიწის გარშემო. პრინციპში 16-20 კმ/წმ სიჩქარე საკმაოდ ხელმისაწვდომია თანამედროვე მიწიერი ტექნოლოგიებისთვის, მაგრამ მეტი არა!
კაცობრიობას ჯერ არ უსწავლია კოსმოსური ხომალდების 20 კმ/წმ სიჩქარით აჩქარება.
მოდით გამოვთვალოთ რამდენი წელი დასჭირდება 20 კმ/წმ სიჩქარით ფრენას ვარსკვლავთმრიცხველს, რომ გაიაროს 40 სინათლის წელი და მიაღწიოს ვარსკვლავ TRAPPIST-1-ს.
ერთი სინათლის წელი არის მანძილი, რომელსაც სინათლის სხივი გადის ვაკუუმში და სინათლის სიჩქარე დაახლოებით 300 ათასი კმ/წმ-ია.
ადამიანის მიერ შექმნილი კოსმოსური ხომალდი დაფრინავს 20 კმ/წმ სიჩქარით, ანუ სინათლის სიჩქარეზე 15000-ჯერ ნელა. ასეთი ხომალდი დაფარავს 40 სინათლის წელს 40*15000=600000 წლის ტოლ დროში!
დედამიწის გემი (ზე თანამედროვე დონეზეტექნოლოგია) მიაღწევს ვარსკვლავს TRAPPIST-1 დაახლოებით 600 ათას წელიწადში! ჰომო საპიენსი დედამიწაზე (მეცნიერთა აზრით) მხოლოდ 35-40 ათასი წელია არსებობს, აქ კი 600 ათასი წელია!
უახლოეს მომავალში ტექნოლოგია ადამიანებს არ მისცემს საშუალებას მიაღწიონ ვარსკვლავ TRAPPIST-1-ს. პერსპექტიული ძრავებიც კი (იონი, ფოტონი, კოსმოსური იალქნები და ა.შ.), რომლებიც არ არსებობს მიწიერ რეალობაში, შეფასებულია, რომ შეძლებენ გემის აჩქარებას 10000 კმ/წმ-მდე, რაც ნიშნავს, რომ ფრენის დრო TRAPPIST-მდე -1 სისტემა 120 წლამდე შემცირდება. ეს უკვე მეტ-ნაკლებად მისაღები დროა შეჩერებული ანიმაციის გამოყენებით ფრენისთვის ან ემიგრანტების რამდენიმე თაობისთვის, მაგრამ დღეს ყველა ეს ძრავა ფანტასტიკურია.
უახლოესი ვარსკვლავებიც კი ჯერ კიდევ ძალიან შორს არიან ადამიანებისგან, ძალიან შორს, რომ აღარაფერი ვთქვათ ჩვენი გალაქტიკის ან სხვა გალაქტიკების ვარსკვლავებზე.
ჩვენი ირმის ნახტომის გალაქტიკის დიამეტრი დაახლოებით 100 ათასი სინათლის წელია, ანუ თანამედროვე დედამიწის ხომალდისთვის გზა ბოლოდან ბოლომდე იქნება 1,5 მილიარდი წელი! მეცნიერების ვარაუდით, ჩვენი დედამიწა 4,5 მილიარდი წლისაა, მრავალუჯრედული სიცოცხლე კი დაახლოებით 2 მილიარდი წლისაა. მანძილი ჩვენთან უახლოეს გალაქტიკამდე - ანდრომედას ნისლეულამდე - დედამიწიდან 2,5 მილიონი სინათლის წელიწადი - რა ამაზრზენი დისტანციებია!
როგორც ხედავთ, ყველა ცოცხალი ადამიანიდან არავინ დადგამს ფეხს პლანეტის დედამიწაზე სხვა ვარსკვლავის მახლობლად.
როგორ განვსაზღვროთ მანძილი ვარსკვლავებამდე? საიდან ვიცით, რომ ალფა კენტავრი ჩვენგან დაახლოებით 4 სინათლის წლისაა? ბოლოს და ბოლოს, ვარსკვლავის, როგორც ასეთის, სიკაშკაშის მიხედვით ბევრი რამის დადგენა არ შეიძლება - ახლომდებარე მკრთალი ვარსკვლავისა და კაშკაშა შორეულის სიკაშკაშე შეიძლება იყოს იგივე. და მაინც, არსებობს მრავალი საკმაოდ საიმედო გზა დედამიწიდან სამყაროს შორეულ კუთხეებამდე მანძილის დასადგენად. 4 წლის მუშაობის განმავლობაში, ჰიპარქუსის ასტრომეტრულმა თანამგზავრმა განსაზღვრა 118 ათასამდე ვარსკვლავის მანძილი SPL.
არ აქვს მნიშვნელობა რას ამბობენ ფიზიკოსები სივრცის სამგანზომილებიანობაზე, ექვსგანზომილებიანობაზე ან თუნდაც თერთმეტგანზომილებიანობაზე, ასტრონომისთვის დაკვირვებადი სამყარო ყოველთვის ორგანზომილებიანია. ის, რაც კოსმოსში ხდება, გვეჩვენება ციურ სფეროზე პროექციის სახით, ისევე, როგორც ფილმში ცხოვრების მთელი სირთულის პროექცია ბრტყელ ეკრანზეა. ეკრანზე ჩვენ მარტივად შეგვიძლია განვასხვავოთ ის, რაც ახლოსაა სამგანზომილებიანი ორიგინალის გაცნობის გამო, მაგრამ ვარსკვლავების ორგანზომილებიანი გაფანტვისას არ არსებობს ვიზუალური მინიშნება, რომელიც საშუალებას მოგვცემს გადავაქციოთ იგი სამგანზომილებიანად. განზომილებიანი რუკა, რომელიც შესაფერისია ვარსკვლავთშორისი გემის კურსის გამოსათვლელად. იმავდროულად, დისტანციები ყველა ასტროფიზიკის თითქმის ნახევრის გასაღებია. მათ გარეშე, როგორ შეგიძლიათ განასხვავოთ ახლომდებარე ბუნდოვანი ვარსკვლავი შორეული, მაგრამ კაშკაშა კვაზარისგან? მხოლოდ ობიექტამდე მანძილის ცოდნით შეიძლება მისი ენერგიის შეფასება და აქედან არის პირდაპირი გზა მისი ფიზიკური ბუნების გასაგებად.
კოსმოსური მანძილების გაურკვევლობის უახლესი მაგალითია გამა-სხივების აფეთქების წყაროების პრობლემა, მძიმე გამოსხივების მოკლე იმპულსები, რომლებიც დედამიწაზე მოდის დაახლოებით დღეში ერთხელ სხვადასხვა მიმართულებით. მათი მანძილის საწყისი შეფასებები მერყეობდა ასობით ასტრონომიული ერთეულიდან (ათობით სინათლის საათი) ასობით მილიონი სინათლის წლამდე. შესაბამისად, მოდელებში გავრცელებაც შთამბეჭდავი იყო - მზის სისტემის გარეუბანში ანტიმატერიის კომეტების განადგურებიდან დაწყებული, ნეიტრონული ვარსკვლავების აფეთქებებამდე, რომელიც შეარყევს მთელ სამყაროს და თეთრი ხვრელების დაბადებამდე. 1990-იანი წლების შუა პერიოდისთვის შემოთავაზებული იყო ასზე მეტი განსხვავებული ახსნა გამა გამოსხივების ბუნების შესახებ. ახლა, როდესაც ჩვენ შევძელით მათი წყაროების მანძილის შეფასება, დარჩა მხოლოდ ორი მოდელი.
მაგრამ როგორ შეგიძლიათ გაზომოთ მანძილი, თუ ობიექტს ვერ მიაღწევთ არც სახაზავებით და არც ლოკატორის სხივით? სამაშველოში მოდის სამკუთხედის მეთოდი, რომელიც ფართოდ გამოიყენება ჩვეულებრივი ხმელეთის გეოდეზიაში. ჩვენ ვირჩევთ ცნობილი სიგრძის სეგმენტს - ფუძეს, ვზომავთ მისი ბოლოებიდან კუთხეებს, რომლებზეც ჩანს ამა თუ იმ მიზეზით მიუწვდომელი წერტილი, შემდეგ კი მარტივი ტრიგონომეტრიული ფორმულები იძლევა საჭირო მანძილს. როდესაც ფუძის ერთი ბოლოდან მეორეზე გადავდივართ, წერტილის აშკარა მიმართულება იცვლება, ის გადადის შორეული ობიექტების ფონზე. ამას ეწოდება პარალაქსის გადაადგილება, ან პარალაქსი. მისი მნიშვნელობა უფრო მცირეა, რაც უფრო შორს არის ობიექტი და რაც უფრო დიდია, მით უფრო გრძელია ბაზა.
ვარსკვლავებამდე მანძილის გასაზომად საჭიროა ასტრონომებისთვის ხელმისაწვდომი მაქსიმალური ბაზა, რომელიც უდრის დედამიწის ორბიტის დიამეტრს. ცაში ვარსკვლავების შესაბამის პარალაქტიკურ გადაადგილებას (მკაცრად რომ ვთქვათ, მისი ნახევარი) წლიური პარალაქსი ეწოდა. მისი გაზომვა სცადა ტიხო ბრაჰემ, რომელსაც არ მოეწონა კოპერნიკის იდეა დედამიწის ბრუნვის შესახებ მზის გარშემო და მან გადაწყვიტა მისი შემოწმება - ბოლოს და ბოლოს, პარალაქსები ასევე ადასტურებს დედამიწის ორბიტალურ მოძრაობას. აღებულ გაზომვებს მე-16 საუკუნისთვის შთამბეჭდავი სიზუსტე ჰქონდა - დაახლოებით ერთი წუთიანი რკალი, მაგრამ ეს სრულიად არასაკმარისი იყო პარალაქსების გასაზომად, რაც თავად ბრაჰემ ვერ გააცნობიერა და დაასკვნა, რომ კოპერნიკის სისტემა არასწორი იყო.
მანძილი ვარსკვლავურ გროვებამდე განისაზღვრება ძირითადი თანმიმდევრობის მორგების მეთოდით
შემდეგი თავდასხმა პარალაქსზე განხორციელდა 1726 წელს ინგლისელმა ჯეიმს ბრედლიმ, გრინვიჩის ობსერვატორიის მომავალმა დირექტორმა. თავიდან ჩანდა, რომ იღბალმა მას გაუღიმა: დაკვირვებისთვის არჩეული ვარსკვლავი გამა დრაკო, ფაქტობრივად, ერთი წლის განმავლობაში საშუალო პოზიციის ირგვლივ ირყევა რკალის 20 წამის რხევით. თუმცა, ამ ცვლის მიმართულება განსხვავდებოდა პარალაქსების მოსალოდნელისგან და ბრედლიმ მალევე იპოვა სწორი ახსნა: დედამიწის ორბიტის სიჩქარე ემატება ვარსკვლავიდან მომავალი სინათლის სიჩქარეს და ცვლის მის აშკარა მიმართულებას. ანალოგიურად, წვიმის წვეთები ავტობუსის ფანჯრებზე დახრილ კვალს ტოვებს. ეს ფენომენი, რომელსაც წლიური აბერაცია ეწოდება, იყო დედამიწის მზის გარშემო მოძრაობის პირველი პირდაპირი მტკიცებულება, მაგრამ არაფერი ჰქონდა საერთო პარალაქსებთან.
მხოლოდ ერთი საუკუნის შემდეგ, გონიომეტრის ინსტრუმენტების სიზუსტე მიაღწია საჭირო დონეს. XIX საუკუნის 30-იანი წლების ბოლოს, როგორც ჯონ ჰერშელმა თქვა, „კედელი, რომელიც ხელს უშლიდა ვარსკვლავურ სამყაროში შეღწევას, თითქმის ერთდროულად სამ ადგილას გაირღვა“. 1837 წელს ვასილი იაკოვლევიჩ სტრუვემ (იმ დროს დორპატის ობსერვატორიის, შემდეგ კი პულკოვოს ობსერვატორიის დირექტორმა) გამოაქვეყნა მის მიერ გაზომილი ვეგას პარალაქსი - 0,12 რკალი წამი. ჩართულია მომავალ წელსფრიდრიხ ვილჰელმ ბესელმა იტყობინება, რომ ვარსკვლავი 61 Cygni-ის პარალაქსია 0.3". და ერთი წლის შემდეგ, შოტლანდიელმა ასტრონომმა თომას ჰენდერსონმა, რომელიც მუშაობდა სამხრეთ ნახევარსფეროში კარგი იმედის კონცხზე, გაზომა პარალაქსი ალფა კენტავრის სისტემაში - 1.16". თუმცა, მოგვიანებით გაირკვა, რომ ეს მნიშვნელობა 1,5-ჯერ იყო გადაჭარბებული და მთელ ცაზე არ არის არც ერთი ვარსკვლავი რკალზე 1 წამზე მეტი პარალაქსით.
პარალაქტიკური მეთოდით გაზომილი დისტანციებისთვის დაინერგა სიგრძის სპეციალური ერთეული - პარსეკი (პარალაქტიკური წამიდან, pc). ერთი პარსეკი შეიცავს 206265 ასტრონომიულ ერთეულს, ანუ 3,26 სინათლის წელს. სწორედ ამ მანძილიდან ჩანს დედამიწის ორბიტის რადიუსი (1 ასტრონომიული ერთეული = 149,5 მილიონი კილომეტრი) 1 წამის კუთხით. პარსეკებში ვარსკვლავამდე მანძილის დასადგენად, თქვენ უნდა გავყოთ ერთი მის პარალაქსზე წამებში. მაგალითად, ჩვენთან უახლოეს ვარსკვლავურ სისტემასთან, ალფა კენტავრი 1/0,76 = 1,3 პარსეკი, ანუ 270 ათასი ასტრონომიული ერთეული. ათას პარსეკს ეწოდება კილოპარსეკი (kpc), მილიონ პარსეკს მეგაპარსეკი (Mpc) და მილიარდს გიგაპარსეკი (Gpc).
უკიდურესად მცირე კუთხეების გაზომვა მოითხოვდა ტექნიკურ დახვეწილობას და უზარმაზარ მონდომებას (მაგალითად, ბესელმა დაამუშავა 61-ე ციგნუსის 400-ზე მეტი ინდივიდუალური დაკვირვება), მაგრამ პირველი გარღვევის შემდეგ ყველაფერი უფრო ადვილი გახდა. 1890 წლისთვის უკვე გაზომილი იყო უკვე სამი ათეული ვარსკვლავის პარალაქსები და როდესაც ფოტოგრაფია ფართოდ გამოიყენებოდა ასტრონომიაში, პარალაქსების ზუსტი გაზომვა დაიწყო ნაკადში. პარალაქსის გაზომვა ერთადერთი მეთოდია პირდაპირი განმარტებამანძილი ცალკეულ ვარსკვლავებამდე. მაგრამ სახმელეთო დაკვირვებების დროს ატმოსფერული ჩარევა არ აძლევს პარალაქტიკურ მეთოდს 100 ცალზე მეტი მანძილის გაზომვის საშუალებას. სამყაროსთვის ეს არ არის ძალიან დიდი მნიშვნელობა. ("აქ არ არის შორს, ასი პარსეკი", როგორც გრომოზეკამ თქვა.) იქ, სადაც გეომეტრიული მეთოდები ვერ ხერხდება, ფოტომეტრული მეთოდები შველის.
გეომეტრიული ჩანაწერები
IN ბოლო წლებისულ უფრო ხშირად ქვეყნდება მანძილების გაზომვის შედეგები რადიო გამოსხივების ძალიან კომპაქტურ წყაროებამდე - მასერებამდე. მათი გამოსხივება ხდება რადიოს დიაპაზონში, რაც შესაძლებელს ხდის მათ დაკვირვებას რადიოინტერფერომეტრებზე, რომლებსაც შეუძლიათ მიკროწამების სიზუსტით გაზომონ ობიექტების კოორდინატები, მიუწვდომელი იმ ოპტიკურ დიაპაზონში, რომელშიც ვარსკვლავები შეინიშნება. მასერების წყალობით, ტრიგონომეტრიული მეთოდები შეიძლება გამოყენებულ იქნას არა მხოლოდ ჩვენი გალაქტიკის შორეულ ობიექტებზე, არამედ სხვა გალაქტიკებზეც. მაგალითად, 2005 წელს ანდრეას ბრუნთალერმა (გერმანია) და მისმა კოლეგებმა დაადგინეს მანძილი M33 გალაქტიკამდე (730 კმკ) მასერების კუთხური გადაადგილების შედარებით ამ ვარსკვლავური სისტემის ბრუნვის სიჩქარესთან. ერთი წლის შემდეგ, Ye Xu (ჩინეთი) და მისმა კოლეგებმა გამოიყენეს კლასიკური მეთოდიპარალაქსები "ადგილობრივ" მასერ წყაროებთან, რათა გავზომოთ მანძილი (2 კპკ) ჩვენი გალაქტიკის ერთ-ერთ სპირალურ მკლავებამდე. შესაძლოა, J. Hernsteen-მა (აშშ) და მისმა კოლეგებმა ყველაზე შორს წასულიყვნენ 1999 წელს. აქტიური გალაქტიკა NGC 4258-ის ბირთვში მდებარე შავი ხვრელის ირგვლივ აკრეციულ დისკზე მასერების მოძრაობაზე თვალყურის დევნით, ასტრონომებმა დაადგინეს, რომ ეს სისტემა ჩვენგან 7,2 Mpc-ის მანძილზე მდებარეობს. დღეს ეს არის გეომეტრიული მეთოდების აბსოლუტური რეკორდი.
სტანდარტული ასტრონომის სანთლები
რაც უფრო შორს არის გამოსხივების წყარო ჩვენგან, მით უფრო დაბნელებულია. თუ აღმოაჩენთ ობიექტის ნამდვილ სიკაშკაშეს, მაშინ მისი აშკარა სიკაშკაშესთან შედარებით, შეგიძლიათ იპოვოთ მანძილი. ჰაიგენსი იყო ალბათ პირველი, ვინც გამოიყენა ეს იდეა ვარსკვლავებამდე მანძილის გაზომვისას. ღამით ის აკვირდებოდა სირიუსს და დღისით მის ბრწყინვალებას ადარებდა ეკრანზე არსებულ პაწაწინა ხვრელს, რომელიც ფარავდა მზეს. ხვრელის ზომა აირჩია ისე, რომ ორივე სიკაშკაშე დაემთხვა და ხვრელისა და მზის დისკის კუთხური მნიშვნელობების შედარება, ჰაიგენსმა დაასკვნა, რომ სირიუსი ჩვენგან მზეზე 27664-ჯერ უფრო შორს არის. ეს 20-ჯერ ნაკლებია რეალურ მანძილზე. შეცდომა ნაწილობრივ გამოწვეული იყო იმით, რომ სირიუსი რეალურად მზეზე ბევრად კაშკაშაა, ნაწილობრივ კი მეხსიერებიდან სიკაშკაშის შედარების სირთულის გამო.
ფოტომეტრული მეთოდების სფეროში გარღვევა მოხდა ასტრონომიაში ფოტოგრაფიის მოსვლასთან ერთად. XX საუკუნის დასაწყისში ჰარვარდის კოლეჯის ობსერვატორიამ ჩაატარა ფართომასშტაბიანი სამუშაოები ფოტოგრაფიული ფირფიტების გამოყენებით ვარსკვლავების სიკაშკაშის დასადგენად. განსაკუთრებული ყურადღება დაეთმო ცვლად ვარსკვლავებს, რომელთა სიკაშკაშე მერყეობს. მცირე მაგელანის ღრუბელში სპეციალური კლასის ცვლადი ვარსკვლავების - ცეფეიდების - შესწავლისას, ჰენრიეტა ლევიტმა შენიშნა, რომ რაც უფრო კაშკაშა იყო ისინი, მით უფრო გრძელია მათი სიკაშკაშის რყევების პერიოდი: რამდენიმე ათეული დღის პერიოდის მქონე ვარსკვლავები აღმოჩნდა დაახლოებით. 40 ჯერ უფრო კაშკაშა ვიდრე ვარსკვლავებიდაახლოებით ერთდღიანი პერიოდით.
ვინაიდან ლევიტის ყველა ცეფეიდი ერთსა და იმავე ვარსკვლავურ სისტემაში იყო - პატარა მაგელანის ღრუბელში - ისინი შეიძლება ჩაითვალოს ჩვენგან იმავე (თუმცა უცნობი) მანძილზე. ეს ნიშნავს, რომ მათი აშკარა სიკაშკაშის განსხვავება დაკავშირებულია სიკაშკაშის რეალურ განსხვავებასთან. დარჩა მანძილის დადგენა ერთ ცეფეიდამდე გეომეტრიული მეთოდის გამოყენებით, რათა დაკალიბრდეს მთელი დამოკიდებულება და შეგვეძლოს, პერიოდის გაზომვით, დადგინდეს ნებისმიერი ცეფეიდის ჭეშმარიტი სიკაშკაშე და მისგან მანძილი ვარსკვლავამდე და ვარსკვლავურ სისტემამდე. მის შემცველი.
მაგრამ, სამწუხაროდ, დედამიწის მიდამოებში ცეფეიდები არ არიან. მათგან უახლოესი - ჩრდილოეთ ვარსკვლავი - ამოღებულია მზიდან, როგორც ახლა ვიცით, 130 ც.-ით, ანუ ის მიუწვდომელია მიწისზე დაფუძნებული პარალაქსის გაზომვებისთვის. ამან შესაძლებელი არ გახადა ხიდის აშენება უშუალოდ პარალაქსებიდან ცეფეიდებამდე და ასტრონომებს უნდა აეშენებინათ სტრუქტურა, რომელსაც ახლა ფიგურალურად უწოდებენ მანძილის კიბეს.
მასზე შუალედური საფეხური გახდა ღია ვარსკვლავური გროვები, მათ შორის რამდენიმე ათეულიდან ასობით ვარსკვლავის დაკავშირება საერთო დროდა დაბადების ადგილი. თუ დახაზავთ მტევნის ყველა ვარსკვლავის ტემპერატურასა და სიკაშკაშეს, წერტილების უმეტესობა დაეცემა ერთ დახრილ ხაზზე (უფრო ზუსტად, ზოლზე), რომელსაც მთავარ მიმდევრობას უწოდებენ. ტემპერატურა განისაზღვრება ვარსკვლავის სპექტრიდან მაღალი სიზუსტით, ხოლო სიკაშკაშე განისაზღვრება მისი აშკარა სიკაშკაშისა და მანძილის მიხედვით. თუ მანძილი უცნობია, ის ფაქტი, რომ მტევნის ყველა ვარსკვლავი ჩვენგან თითქმის თანაბრად არის დაშორებული, შველის, ასე რომ, გროვის შიგნით, აშკარა სიკაშკაშე მაინც შეიძლება გამოყენებულ იქნას როგორც სიკაშკაშის საზომი.
ვინაიდან ვარსკვლავები ყველგან ერთნაირია, ყველა მტევნის ძირითადი თანმიმდევრობა უნდა ემთხვეოდეს. განსხვავებები მხოლოდ იმით არის განპირობებული, რომ ისინი სხვადასხვა დისტანციებზე არიან. თუ გეომეტრიული მეთოდით განვსაზღვრავთ მანძილს ერთ-ერთ კლასტერამდე, გავარკვევთ, როგორ გამოიყურება „რეალური“ მთავარი თანმიმდევრობა, შემდეგ კი, სხვა კლასტერების მონაცემების შედარებით, განვსაზღვრავთ მათთან დისტანციებს. ამ მეთოდს ეწოდება "მთავარი თანმიმდევრობის მორგება". დიდი ხნის განმავლობაში მისთვის სტანდარტი იყო პლეადები და ჰიადები, რომელთა დისტანციები განისაზღვრა ჯგუფური პარალაქსების მეთოდით.
ასტროფიზიკის საბედნიეროდ, ცეფეიდები აღმოაჩინეს დაახლოებით ორ ათეულ ღია გროვაში. მაშასადამე, ამ მტევნების მანძილების გაზომვით ძირითადი მიმდევრობის კორექტირებით, შესაძლებელია „კიბის გაჭიმვა“ მის მესამე საფეხურზე მყოფი ცეფეიდებისკენ.
ცეფეიდები ძალიან მოსახერხებელია, როგორც მანძილის ინდიკატორი: მათგან შედარებით ბევრია - მათი ნახვა შესაძლებელია ნებისმიერ გალაქტიკაში და თუნდაც ნებისმიერ გლობულურ გროვაში, და როგორც გიგანტური ვარსკვლავები, ისინი საკმარისად კაშკაშაა მათგან გალაქტიკათშორისი მანძილის გასაზომად. ამის წყალობით მათ ბევრი ხმამაღალი ეპითეტი დაიმსახურეს, როგორიცაა „სამყაროს შუქურები“ ან „ასტროფიზიკის ეტაპები“. Cepheid "ხაზი" ვრცელდება 20 Mpc - ეს დაახლოებით ასჯერ მეტი ზომებიჩვენი გალაქტიკის. უძლიერესშიც კი ვეღარ გამოირჩევიან თანამედროვე ინსტრუმენტები, და დისტანციური კიბის მეოთხე საფეხურზე ასასვლელად საჭიროა რაღაც უფრო ნათელი.
სამყაროს გარეუბანში
ერთ-ერთი ყველაზე ძლიერი ექსტრაგალაქტიკური მანძილის გაზომვა ემყარება შაბლონს, რომელიც ცნობილია როგორც Tully-Fisher ურთიერთობა: რაც უფრო კაშკაშაა სპირალური გალაქტიკა, მით უფრო სწრაფად ბრუნავს იგი. როდესაც გალაქტიკას ხედავენ პირისპირ ან მნიშვნელოვანი დახრილობით, მისი მატერიის ნახევარი მოძრაობს ჩვენთან ბრუნვის გამო, ნახევარი კი შორდება, რაც იწვევს სპექტრული ხაზების გაფართოებას დოპლერის ეფექტის გამო. ბრუნვის სიჩქარე განისაზღვრება ამ გაფართოებიდან, მისგან დგინდება სიკაშკაშე და შემდეგ, ხილულ სიკაშკაშესთან შედარებიდან, განისაზღვრება მანძილი გალაქტიკამდე. და, რა თქმა უნდა, ამ მეთოდის დასაკალიბრებლად, ჩვენ გვჭირდება გალაქტიკები, რომელთა მანძილი უკვე გაზომილია ცეფეიდების გამოყენებით. Tully-Fisher მეთოდი ძალიან შორ მანძილზეა და მოიცავს გალაქტიკებს ჩვენგან ასობით მეგაპარსეკში დაშორებით, მაგრამ მას ასევე აქვს საზღვარი, რადგან შეუძლებელია საკმარისად მაღალი ხარისხის სპექტრების მიღება ძალიან შორეული და მკრთალი გალაქტიკებისთვის.
დისტანციების ოდნავ უფრო დიდ დიაპაზონში მოქმედებს კიდევ ერთი "სტანდარტული სანთელი" - Ia ტიპის სუპერნოვა. ასეთი სუპერნოვაების აფეთქებები არის თეთრი ჯუჯების "იგივე ტიპის" თერმობირთვული აფეთქებები, რომელთა მასა ოდნავ აღემატება კრიტიკულ მასას (1,4 მზის მასა). აქედან გამომდინარე, არ არსებობს მიზეზი, რომ ისინი მნიშვნელოვნად განსხვავდებოდნენ ძალაუფლებაში. ასეთ სუპერნოვაზე დაკვირვება ახლომდებარე გალაქტიკებში, რომელთა მანძილი შეიძლება განისაზღვროს ცეფეიდებიდან, როგორც ჩანს, ადასტურებს ამ მუდმივობას და, შესაბამისად, კოსმოსური თერმობირთვული აფეთქებები ახლა ფართოდ გამოიყენება მანძილების დასადგენად. ისინი ჩვენგან მილიარდობით პარსეკის მოშორებითაც კი ჩანს, მაგრამ თქვენ არასოდეს იცით რა მანძილი იქნება გალაქტიკა, რადგან წინასწარ არ არის ცნობილი, სად ამოიფრქვევა შემდეგი სუპერნოვა.
ჯერჯერობით, მხოლოდ ერთი მეთოდი გვაძლევს კიდევ უფრო შორს გადაადგილების საშუალებას - წითელშიფრები. მისი ისტორია, ისევე როგორც ცეფეიდების ისტორია, მე-20 საუკუნესთან ერთად იწყება. 1915 წელს ამერიკელმა ვესტო სლიფერმა, რომელიც სწავლობდა გალაქტიკების სპექტრებს, შენიშნა, რომ მათ უმეტესობაში ხაზები წითლად იყო გადაადგილებული "ლაბორატორიული" პოზიციის მიმართ. 1924 წელს გერმანელმა კარლ ვირცმა შენიშნა, რომ ეს გადაადგილება უფრო ძლიერია, რაც უფრო მცირეა. კუთხოვანი ზომებიგალაქტიკები. თუმცა, მხოლოდ ედვინ ჰაბლმა მოახერხა ამ მონაცემების ერთ სურათში მოყვანა 1929 წელს. დოპლერის ეფექტის მიხედვით, სპექტრში ხაზების წითელი ცვლა ნიშნავს, რომ ობიექტი ჩვენგან შორდება. გალაქტიკების სპექტრების შედარებით მათთან ცეფეიდებით განსაზღვრულ მანძილებთან, ჰაბლმა ჩამოაყალიბა კანონი: სიჩქარე, რომლითაც გალაქტიკა შორდება, მისი მანძილის პროპორციულია. პროპორციულობის კოეფიციენტს ამ ურთიერთობაში ჰაბლის მუდმივი ეწოდება.
ამრიგად, აღმოაჩინეს სამყაროს გაფართოება და მასთან ერთად გალაქტიკების მანძილის განსაზღვრის შესაძლებლობა მათი სპექტრიდან, რა თქმა უნდა, იმ პირობით, რომ ჰაბლის მუდმივი მიბმული იქნება სხვა „მმართველებთან“. თავად ჰაბლმა შეასრულა ეს გასწორება თითქმის სიდიდის შეცდომით, რომელიც გამოსწორდა მხოლოდ 1940-იანი წლების შუა ხანებში, როდესაც გაირკვა, რომ ცეფეიდები იყოფა რამდენიმე ტიპად სხვადასხვა პერიოდისა და სიკაშკაშის მიმართებით. კალიბრაცია კვლავ განხორციელდა "კლასიკური" ცეფეიდების საფუძველზე და მხოლოდ ამის შემდეგ მიუახლოვდა ჰაბლის მუდმივობის მნიშვნელობა თანამედროვე შეფასებებს: 50-100 კმ/წმ გალაქტიკამდე მანძილის თითოეულ მეგაპარსეკზე.
ახლა წითელი ცვლა გამოიყენება ჩვენგან ათასობით მეგაპარსეკში დაშორებული გალაქტიკების მანძილის დასადგენად. მართალია, ეს დისტანციები მითითებულია მეგაპარსეკებში მხოლოდ პოპულარულ სტატიებში. ფაქტია, რომ ისინი დამოკიდებულნი არიან გამოთვლებში მიღებულ სამყაროს ევოლუციის მოდელზე და გარდა ამისა, გაფართოებულ სივრცეში ბოლომდე არ არის გასაგები რა მანძილი იგულისხმება: ის, რომელზეც გალაქტიკა იმყოფებოდა რადიაციის გამოსხივების მომენტში. , ან ის, რომელზედაც ის მდებარეობს დედამიწაზე მისი მიღების მომენტში, ან მანძილი, რომელიც შუქმა გაიარა გზაზე საწყისი წერტილიდან საბოლოო წერტილამდე. ამიტომ, ასტრონომებს ურჩევნიათ მიუთითონ შორეული ობიექტებისთვის მხოლოდ პირდაპირ დაკვირვებული წითელი გადაადგილების მნიშვნელობა, მისი მეგაპარსეკებად გადაქცევის გარეშე.
წითელ ცვლა დღეს ერთადერთი მეთოდია "კოსმოლოგიური" მანძილების შესაფასებლად, რომელიც შედარებულია "სამყაროს ზომასთან" და ამავდროულად, ეს არის ალბათ ყველაზე ფართოდ გამოყენებული ტექნიკა. 2007 წლის ივლისში გამოქვეყნდა 77,418,767 გალაქტიკის წითელი გადაადგილების კატალოგი. მართალია, მისი შექმნისას გამოყენებული იქნა სპექტრების ანალიზის გარკვეულწილად გამარტივებული ავტომატური მეთოდი და, შესაბამისად, შეცდომები შეიძლება შევიდეს ზოგიერთ მნიშვნელობაში.
Გუნდური თამაში
მანძილების გაზომვის გეომეტრიული მეთოდები არ სრულდება წლიური პარალაქსით, რომელშიც ვარსკვლავების აშკარა კუთხური გადაადგილებები შედარებულია დედამიწის მოძრაობებთან მის ორბიტაზე. სხვა მიდგომა ეყრდნობა მზისა და ვარსკვლავების მოძრაობას ერთმანეთთან შედარებით. წარმოვიდგინოთ ვარსკვლავური გროვა, რომელიც მზეს მიფრინავს. პერსპექტივის კანონების მიხედვით, მისი ვარსკვლავების ხილული ტრაექტორიები, ჰორიზონტზე რელსების მსგავსად, ერთ წერტილში იყრის თავს - გასხივოსნებულს. მისი პოზიცია მიუთითებს რა კუთხით მიფრინავს მტევანი მხედველობის ხაზამდე. ამ კუთხის ცოდნით, ჩვენ შეგვიძლია დავშალოთ მტევნის ვარსკვლავების მოძრაობა ორ კომპონენტად - მხედველობის ხაზის გასწვრივ და მასზე პერპენდიკულარულად ციური სფეროს გასწვრივ - და განვსაზღვროთ პროპორცია მათ შორის. ვარსკვლავების რადიალური სიჩქარე კილომეტრებში წამში იზომება დოპლერის ეფექტის გამოყენებით და, ნაპოვნი პროპორციის გათვალისწინებით, გამოითვლება ცაზე სიჩქარის პროექცია - ასევე კილომეტრებში წამში. რჩება ვარსკვლავების ამ წრფივი სიჩქარის შედარება გრძელვადიანი დაკვირვების შედეგებით განსაზღვრულ კუთხურ სიჩქარეებთან - და მანძილი ცნობილი გახდება! ეს მეთოდი მუშაობს რამდენიმე ასეულ პარსეკამდე, მაგრამ გამოიყენება მხოლოდ ვარსკვლავური გროვებისთვის და ამიტომ მას ჯგუფური პარალაქსის მეთოდს უწოდებენ. ასე პირველად გაზომეს მანძილი ჰიადესამდე და პლეადამდე.
კიბეებზე ქვევით მიმავალი
სამყაროს გარეუბანში ჩვენი კიბის აგებისას ჩვენ ჩუმად ვიყავით საძირკვლის შესახებ, რომელზეც ის ეყრდნობა. იმავდროულად, პარალაქსის მეთოდი იძლევა მანძილს არა სტანდარტულ მეტრებში, არამედ ასტრონომიულ ერთეულებში, ანუ დედამიწის ორბიტის რადიუსებში, რომლის ღირებულება ასევე დაუყოვნებლივ არ იყო განსაზღვრული. ასე რომ, მოდით, უკან გავიხედოთ და კოსმოსური მანძილების კიბეზე ჩავიდეთ დედამიწამდე.
ალბათ პირველი, ვინც მზის მანძილის დადგენა სცადა იყო არისტარქე სამოსელი, რომელმაც შემოგვთავაზა სამყაროს ჰელიოცენტრული სისტემა კოპერნიკამდე ერთი და ნახევარი ათასი წლით ადრე. მან აღმოაჩინა, რომ მზე ჩვენგან 20-ჯერ უფრო შორს არის ვიდრე მთვარე. ეს შეფასება, როგორც ახლა ვიცით, არ იყო შეფასებული 20-ჯერ, გაგრძელდა კეპლერის ეპოქამდე. მიუხედავად იმისა, რომ მან თავად არ გაზომა ასტრონომიული ერთეული, მან უკვე აღნიშნა, რომ მზე ბევრად უფრო შორს უნდა ყოფილიყო ვიდრე არისტარქესი (და მის შემდეგ ყველა სხვა ასტრონომი) ფიქრობდა.
დედამიწიდან მზემდე მანძილის პირველი მეტ-ნაკლებად მისაღები შეფასება მიიღეს ჟან დომინიკ კასინიმ და ჟან რიშემ. 1672 წელს, მარსის დაპირისპირების დროს, მათ შეაფასეს მისი პოზიცია როგორც პარიზის (კასინი) ისე კაენის (რიშე) ვარსკვლავების ფონზე. მანძილი საფრანგეთიდან საფრანგეთის გვიანამდე ემსახურებოდა პარალაქტიკური სამკუთხედის საფუძველს, საიდანაც მათ დაადგინეს მანძილი მარსამდე და შემდეგ გამოთვალეს ასტრონომიული ერთეული ციური მექანიკის განტოლებების გამოყენებით, მიიღეს მნიშვნელობა 140 მილიონი კილომეტრი.მომდევნო ორი საუკუნის განმავლობაში, ვენერას ტრანზიტი მზის დისკზე გახდა მთავარი ინსტრუმენტი მზის სისტემის მასშტაბის დასადგენად. დედამიწის სხვადასხვა წერტილიდან მათზე ერთდროულად დაკვირვებით, შესაძლებელია გამოვთვალოთ მანძილი დედამიწიდან ვენერამდე და აქედან ყველა სხვა მანძილის გამოთვლა. მზის სისტემა. მე-18-19 საუკუნეებში ეს ფენომენი ოთხჯერ დაფიქსირდა: 1761, 1769, 1874 და 1882 წლებში. ეს დაკვირვებები გახდა ერთ-ერთი პირველი საერთაშორისო სამეცნიერო პროექტი. აღიჭურვა ფართომასშტაბიანი ექსპედიციები (1769 წლის ინგლისურ ექსპედიციას ხელმძღვანელობდა ცნობილი ჯეიმს კუკი), შეიქმნა სპეციალური სადამკვირვებლო სადგურები... და თუ მე-18 საუკუნის ბოლოს რუსეთმა მხოლოდ ფრანგ მეცნიერებს მისცა საშუალება დაკვირვების გადასასვლელი. მისი ტერიტორიიდან (ტობოლსკიდან), შემდეგ 1874 და 1882 წლებში რუსი მეცნიერები უკვე აქტიურად იყვნენ ჩართულნი კვლევებში. სამწუხაროდ, დაკვირვებების განსაკუთრებულმა სირთულემ გამოიწვია მნიშვნელოვანი შეუსაბამობები ასტრონომიული ერთეულის შეფასებებში - დაახლოებით 147-დან 153 მილიონ კილომეტრამდე. უფრო საიმედო მნიშვნელობა - 149,5 მილიონი კილომეტრი - მიიღეს მხოლოდ მე -19-20 საუკუნეების მიჯნაზე ასტეროიდებზე დაკვირვებით. და ბოლოს, გასათვალისწინებელია, რომ ყველა ამ გაზომვის შედეგები ეფუძნებოდა ფუძის სიგრძის ცოდნას, რომელიც იყო დედამიწის რადიუსი ასტრონომიული ერთეულის გაზომვისას. ასე რომ, საბოლოოდ, კოსმოსური მანძილის კიბის საფუძველი ჩაეყარა ამზომველებმა.
მხოლოდ მე-20 საუკუნის მეორე ნახევარში ჰქონდათ მეცნიერებს ხელთ არსებული ფუნდამენტურად ახალი მეთოდები კოსმოსური მანძილების დასადგენად - ლაზერი და რადარი. მათ შესაძლებელი გახადეს მზის სისტემაში გაზომვების სიზუსტის ასობით ათასი ჯერ გაზრდა. მარსის და ვენერას რადარის შეცდომა რამდენიმე მეტრია, ხოლო მთვარეზე დაყენებულ კუთხის რეფლექტორებამდე მანძილი სანტიმეტრის სიზუსტით იზომება. ასტრონომიული ერთეულის ამჟამად მიღებული ღირებულებაა 149,597,870,691 მეტრი.
"ჰიპარქოსის" რთული ბედი
ამგვარმა რადიკალურმა პროგრესმა ასტრონომიული ერთეულის გაზომვაში ახალი გზით წამოჭრა ვარსკვლავებამდე მანძილის საკითხი. პარალაქსის განსაზღვრის სიზუსტე შეზღუდულია დედამიწის ატმოსფეროთი. ამიტომ, ჯერ კიდევ 1960-იან წლებში გაჩნდა იდეა გონიომეტრის ინსტრუმენტის კოსმოსში გაშვების შესახებ. იგი განხორციელდა 1989 წელს ევროპული ასტრომეტრული თანამგზავრის ჰიპარქუსის გაშვებით. ეს სახელი არის დამკვიდრებული, თუმცა ფორმალურად მთლად სწორი თარგმანი ინგლისური სახელი HIPPARCOS, რომელიც არის შემოკლება High Precision Parallax Collecting Satellite-ის („სატელიტი მაღალი სიზუსტის პარალაქსების შეგროვებისთვის“) და არ ემთხვევა ცნობილი ძველი ბერძენი ასტრონომის - ჰიპარქუსის, პირველი ვარსკვლავის კატალოგის ავტორის სახელის ინგლისურ მართლწერას. .
თანამგზავრის შემქმნელებმა დაადგინეს ძალიან ამბიციური ამოცანა: გაზომონ 100 ათასზე მეტი ვარსკვლავის პარალაქსები მილიწამის სიზუსტით, ანუ „მიაღწიონ“ დედამიწიდან ასობით პარსეკში მდებარე ვარსკვლავებს. საჭირო იყო დისტანციების გარკვევა რამდენიმე ღია ვარსკვლავურ გროვამდე, კერძოდ, ჰიადებსა და პლეადებამდე. მაგრამ რაც მთავარია, შესაძლებელი გახდა "საფეხურზე გადახტომა" უშუალოდ თავად ცეფეიდებამდე მანძილების გაზომვით.ექსპედიცია უსიამოვნებებით დაიწყო. ზედა საფეხურზე წარუმატებლობის გამო, ჰიპარქუსი არ შევიდა განკუთვნილ გეოსტაციონალურ ორბიტაზე და დარჩა შუალედურ, უაღრესად წაგრძელებულ ტრაექტორიაზე. ევროპის კოსმოსური სააგენტოს სპეციალისტებმა მაინც მოახერხეს სიტუაციის გამკლავება და ორბიტალური ასტრომეტრული ტელესკოპი 4 წლის განმავლობაში წარმატებით მუშაობდა. შედეგების დამუშავებას იგივე დრო დასჭირდა და 1997 წელს გამოქვეყნდა ვარსკვლავური კატალოგი 118218 მნათობის პარალაქსებითა და სათანადო მოძრაობით, მათ შორის ორასამდე ცეფეიდის ჩათვლით.
სამწუხაროდ, რიგ საკითხებში სასურველი სიცხადე არ დაფიქსირებულა. ყველაზე გაუგებარი შედეგი იყო პლეადებისთვის - ითვლებოდა, რომ "ჰიპარქუსი" დააზუსტებდა მანძილს, რომელიც ადრე 130-135 პარსეკზე იყო შეფასებული, მაგრამ პრაქტიკაში აღმოჩნდა, რომ "ჰიპარქემ" შეასწორა იგი და მიიღო მხოლოდ 118 მნიშვნელობა. პარსეკები. ახალი მნიშვნელობის მიღება საჭიროებს კორექტირებას როგორც ვარსკვლავური ევოლუციის თეორიაში, ასევე გალაქტიკათშორისი მანძილის მასშტაბში. ეს ასტროფიზიკისთვის სერიოზული პრობლემა გახდებოდა და პლეადამდე მანძილის გულდასმით შემოწმება დაიწყო. 2004 წლისთვის, რამდენიმე ჯგუფმა, დამოუკიდებელი მეთოდების გამოყენებით, მოიპოვა კლასტერამდე მანძილის შეფასება 132-დან 139 ც.-მდე დიაპაზონში. გაისმა შეურაცხმყოფელი ხმები, რომლებიც ვარაუდობდნენ, რომ სატელიტის არასწორ ორბიტაზე მოქცევის შედეგები სრულად არ იყო აღმოფხვრილი. ამრიგად, მის მიერ გაზომილი ყველა პარალაქსი კითხვის ნიშნის ქვეშ დადგა.
ჰიპარქუსის გუნდი იძულებული გახდა ეღიარებინა, რომ გაზომვის შედეგები ზოგადად ზუსტი იყო, მაგრამ შეიძლება დასჭირდეს გადამუშავება. ფაქტია, რომ კოსმოსურ ასტრომეტრიაში პარალაქსები პირდაპირ არ იზომება. ამის ნაცვლად, ჰიპარქემ გაზომა კუთხეები ვარსკვლავთა მრავალ წყვილს შორის ოთხი წლის განმავლობაში. ეს კუთხეები იცვლება როგორც პარალაქტიკური გადაადგილების, ასევე საკუთარი მოძრაობებივარსკვლავები კოსმოსში. დაკვირვებებიდან ზუსტად პარალაქსური მნიშვნელობების „ამოღებისთვის“, საჭიროა საკმაოდ რთული მათემატიკური დამუშავება. ეს არის ის, რისი გამეორება მომიწია. ახალი შედეგები გამოქვეყნდა 2007 წლის სექტემბრის ბოლოს, მაგრამ ჯერჯერობით უცნობია რამდენად გაუმჯობესდა სიტუაცია.
მაგრამ "ჰიპარქეს" პრობლემები ამით არ მთავრდება. მის მიერ განსაზღვრული ცეფეიდების პარალაქსები არასაკმარისად ზუსტი აღმოჩნდა პერიოდისა და სიკაშკაშის ურთიერთობის საიმედო დაკალიბრებისთვის. ამრიგად, სატელიტმა ვერ გადაჭრა მის წინაშე არსებული მეორე ამოცანა. ამიტომ, ახლა მთელ მსოფლიოში განიხილება კოსმოსური ასტრომეტრიის რამდენიმე ახალი პროექტი. განხორციელებასთან ყველაზე ახლოს ევროპული პროექტი Gaia, რომლის გაშვება 2012 წელს იგეგმება. მისი მოქმედების პრინციპი იგივეა, რაც "ჰიპარქუსის" - ვარსკვლავების წყვილებს შორის კუთხეების განმეორებითი გაზომვები. თუმცა, მძლავრი ოპტიკის წყალობით, ის შეძლებს ბევრად უფრო დაბნელებულ ობიექტებს დაკვირვებას, ხოლო ინტერფერომეტრიის გამოყენება გაზრდის კუთხეების გაზომვის სიზუსტეს ათეულ მიკროარქს წამამდე. ვარაუდობენ, რომ გაია შეძლებს კილოპარსეკის დისტანციების გაზომვას არაუმეტეს 20% შეცდომით და დაადგენს დაახლოებით მილიარდი ობიექტის პოზიციებს რამდენიმე წლის განმავლობაში მუშაობისას. ეს შექმნის გალაქტიკის მნიშვნელოვანი ნაწილის სამგანზომილებიან რუკას.არისტოტელეს სამყარო მთავრდებოდა დედამიწიდან მზემდე ცხრა მანძილზე. კოპერნიკს სჯეროდა, რომ ვარსკვლავები მზეზე 1000-ჯერ უფრო შორს იყვნენ. პარალაქსები უბიძგებს უახლოეს ვარსკვლავებსაც კი სინათლის წლების მანძილზე. მე-20 საუკუნის დასაწყისში ამერიკელმა ასტრონომმა ჰარლოუ შაპლიმ ცეფეიდების გამოყენებით დაადგინა, რომ გალაქტიკის დიამეტრი (რომელიც მან სამყაროსთან გააიგივა) გაზომილი იყო ათიათასობით სინათლის წელში და ჰაბლის წყალობით, საზღვრები. სამყარო გაფართოვდა რამდენიმე გიგაპარსეკამდე. რამდენად საბოლოოა ისინი?
რა თქმა უნდა, დისტანციური კიბის თითოეულ საფეხურზე არის უფრო დიდი ან პატარა შეცდომები, მაგრამ ზოგადად სამყაროს მასშტაბები საკმაოდ კარგად არის განსაზღვრული, ერთმანეთისგან დამოუკიდებელი სხვადასხვა მეთოდებით ტესტირება და ერთიან თანმიმდევრულ სურათს ქმნის. ასე რომ, სამყაროს თანამედროვე საზღვრები ურყევად გამოიყურება. თუმცა, ეს არ ნიშნავს იმას, რომ ერთ დღეს ჩვენ არ გვინდა გავზომოთ მანძილი მისგან რომელიმე მეზობელ სამყარომდე!
დედამიწის ორბიტაზე წლიური მოძრაობის გამო, ახლომდებარე ვარსკვლავები ოდნავ მოძრაობენ შორეულ „ფიქსირებულ“ ვარსკვლავებთან შედარებით. ერთი წლის განმავლობაში ასეთი ვარსკვლავი აღწერს ციურ სფეროზე არსებულ პატარა ელიფსს, რომლის ზომები რაც უფრო შორს არის ვარსკვლავი. კუთხოვანი ზომით, ამ ელიფსის ნახევარმთავარი ღერძი დაახლოებით უდრის მაქსიმალურ კუთხეს, რომლითაც ვარსკვლავიდან ჩანს 1 AU. ე. (დედამიწის ორბიტის ნახევარმთავარი ღერძი), ვარსკვლავის მიმართულების პერპენდიკულარული. ეს კუთხე (), რომელსაც უწოდებენ ვარსკვლავის წლიურ ან ტრიგონომეტრიულ პარალაქსს, რომელიც უდრის მისი აშკარა გადაადგილების ნახევარს წელიწადში, ემსახურება მასთან მანძილის გაზომვას ZSA სამკუთხედის გვერდებსა და კუთხეებს შორის ტრიგონომეტრიული მიმართებების საფუძველზე, რომელშიც ცნობილია კუთხე და საფუძველი - დედამიწის ორბიტის ნახევარმთავარი ღერძი (სმ . სურ. 1).
სურათი 1. ვარსკვლავამდე მანძილის განსაზღვრა პარალაქსის მეთოდით (A - ვარსკვლავი, B - დედამიწა, C - მზე).
მანძილი რ ვარსკვლავს, რომელიც განისაზღვრება მისი ტრიგონომეტრიული პარალაქსის მნიშვნელობით, უდრის:
რ = 206265""/ (a.u.),
სადაც პარალაქსი გამოიხატება რკალის წამებში.
პარალაქსების გამოყენებით ვარსკვლავებამდე მანძილის განსაზღვრის მოხერხებულობისთვის ასტრონომია იყენებს სიგრძის სპეციალურ ერთეულს - პარსეკს (ps). ვარსკვლავს, რომელიც მდებარეობს 1 ცალი დაშორებით, პარალაქსია 1 "". ზემოაღნიშნული ფორმულის მიხედვით, 1 ps = 206265 ა. ე = 3,086 10 18 სმ.
პარსეკთან ერთად გამოიყენება მანძილის კიდევ ერთი სპეციალური ერთეული - სინათლის წელი (ანუ მანძილი, რომელსაც სინათლე გადის 1 წელიწადში), ის უდრის 0,307 ps, ანუ 9,46 10 17 სმ.
მზის სისტემასთან ყველაზე ახლოს მდებარე ვარსკვლავს, მე-12 სიდიდის წითელ ჯუჯას პროქსიმა კენტავრს აქვს პარალაქსი 0,762, ანუ დაშორება მას 1,31 ps (4,3 სინათლის წელიწადი).
ტრიგონომეტრიული პარალაქსების გაზომვის ქვედა ზღვარი არის ~ 0,01"“, ამიტომ მათი გამოყენება შესაძლებელია 100 ps-ზე მეტი მანძილის გასაზომად 50% ფარდობითი ცდომით. (20 ps-მდე დისტანციებზე ფარდობითი ცდომილება არ აღემატება 10%). მანძილი დაახლოებით 6000 ვარსკვლავამდე ამ მეთოდით აქამდე იყო განსაზღვრული. ასტრონომიაში უფრო შორეულ ვარსკვლავებამდე მანძილი განისაზღვრება ძირითადად ფოტომეტრული მეთოდით.
ცხრილი 1. ოცი უახლოესი ვარსკვლავი.
|
ვარსკვლავის სახელი |
პარალაქსი რკალის წამებში |
მანძილი, ps |
აშკარა სიდიდე, მ |
აბსოლუტური სიდიდე, მ |
სპექტრული კლასი |
|
|
პროქსიმა კენტაური ბ კენტაური ა ბ კენტაური ბ ბარნარდის ვარსკვლავი ლალანდი 21185 სირიუსის თანამგზავრი ლეიტენი 7896 ე ერიდანი პროციონის თანამგზავრი სატელიტი 61 Cygnus ე ინდური |
|
|
ვარსკვლავები ყველაზე გავრცელებული ტიპია ციური სხეულებისამყაროში. მე-6 სიდიდამდე დაახლოებით 6000 ვარსკვლავია, მე-11 მაგნიტუდამდე დაახლოებით მილიონი და მათგან დაახლოებით 2 მილიარდი მთელ ცაზე 21-ე სიდიდემდეა.
ყველა მათგანი, ისევე როგორც მზე, არის გაზის ცხელი, თვითგანათებული ბურთულები, რომელთა სიღრმეში გამოიყოფა უზარმაზარი ენერგია. თუმცა, ყველაზე მძლავრ ტელესკოპებშიც კი, ვარსკვლავები ჩანს როგორც მანათობელი წერტილები, რადგან ისინი ძალიან შორს არიან ჩვენგან.
1. წლიური პარალაქსი და მანძილი ვარსკვლავებამდე
დედამიწის რადიუსი ზედმეტად მცირეა იმისთვის, რომ საფუძველი გახდეს ვარსკვლავების პარალაქტიკური გადაადგილების გასაზომად და მათთან მანძილის დასადგენად. კოპერნიკის დროსაც კი ცხადი იყო, რომ თუ დედამიწა მართლაც ბრუნავს მზის გარშემო, მაშინ ცაზე ვარსკვლავების აშკარა პოზიციები უნდა შეიცვალოს. ექვს თვეში დედამიწა თავისი ორბიტის დიამეტრით მოძრაობს. ამ ორბიტის საპირისპირო წერტილებიდან ვარსკვლავის მიმართულებები განსხვავებული უნდა იყოს. სხვა სიტყვებით რომ ვთქვათ, ვარსკვლავებს უნდა ჰქონდეთ შესამჩნევი წლიური პარალაქსი (სურ. 72).
ვარსკვლავის ρ წლიური პარალაქსი არის კუთხე, რომლითაც დედამიწის ორბიტის ნახევრად მთავარი ღერძი (1 AU-ს ტოლია) ჩანს ვარსკვლავიდან, თუ ის მხედველობის ხაზის პერპენდიკულარულია.
რაც უფრო დიდია მანძილი D ვარსკვლავამდე, მით ნაკლებია მისი პარალაქსი. ცაში ვარსკვლავის პოზიციის პარალაქტიკური ცვლა მთელი წლის განმავლობაში ხდება პატარა ელიფსში ან წრეში, თუ ვარსკვლავი ეკლიპტიკის პოლუსზეა (იხ. სურ. 72).
კოპერნიკი ცდილობდა, მაგრამ ვერ აღმოაჩინა ვარსკვლავთა პარალაქსი. ის სწორად ამტკიცებდა, რომ ვარსკვლავები ძალიან შორს იყვნენ დედამიწიდან იმ დროისთვის არსებული ინსტრუმენტებისთვის, რომ შეემჩნიათ მათი პარალაქტიკური გადაადგილება.
პირველად, ვარსკვლავი ვეგას წლიური პარალაქსის საიმედო გაზომვა ჩატარდა 1837 წელს რუსმა აკადემიკოსმა ვ. მასთან თითქმის ერთდროულად სხვა ქვეყნებში კიდევ ორი ვარსკვლავის პარალაქსები განისაზღვრა, რომელთაგან ერთი იყო α Centauri. ეს ვარსკვლავი, რომელიც სსრკ-ში არ ჩანს, ჩვენთან ყველაზე ახლოს აღმოჩნდა, მისი წლიური პარალაქსი არის ρ = 0,75". ამ კუთხით 280 მ მანძილიდან შეუიარაღებელი თვალით ჩანს მავთული 1 მმ სისქით. .
მანძილი ვარსკვლავამდე 
სადაც a არის დედამიწის ორბიტის ნახევარმთავარი ღერძი. მცირე კუთხით 
თუ p გამოიხატება რკალის წამებში. შემდეგ, აიღეთ a = 1 ა. ანუ ვიღებთ:
მანძილი უახლოეს ვარსკვლავამდე α Centauri D=206,265": 0,75" = 270,000 AU. ე. სინათლე ამ მანძილს 4 წელიწადში გადის, მზიდან დედამიწამდე კი მხოლოდ 8 წუთს გადის, ხოლო მთვარიდან დაახლოებით 1 წმ.
მანძილს, რომელსაც სინათლე გადის წელიწადში, სინათლის წელიწადი ეწოდება. ეს ერთეული გამოიყენება მანძილის გასაზომად პარსეკთან ერთად (Pc).
პარსეკი არის მანძილი, საიდანაც დედამიწის ორბიტის ნახევარმთავარი ღერძი, მხედველობის ხაზის პერპენდიკულარული, ჩანს 1" კუთხით.
მანძილი პარსეკებში უდრის წლიური პარალაქსის ორმხრივს, რომელიც გამოხატულია რკალის წამებში.მაგალითად, მანძილი α კენტავრის ვარსკვლავამდე არის 0,75" (3/4"), ანუ 4/3 ც.
1 პარსეკი = 3,26 სინათლის წელი = 206,265 AU. ე = 3*10 13 კმ.
ამჟამად წლიური პარალაქსის გაზომვა ვარსკვლავებამდე მანძილის განსაზღვრის მთავარი მეთოდია. პარალაქსები უკვე გაზომილია მრავალი ვარსკვლავისთვის.
წლიური პარალაქსის გაზომვით, მანძილი ვარსკვლავებამდე, რომელიც მდებარეობს არაუმეტეს 100 pc, ანუ 300 სინათლის წლისა, შეიძლება საიმედოდ განისაზღვროს.
რატომ არ არის შესაძლებელი უფრო შორეული ვარსკვლავების წლიური პარალაქსის ზუსტად გაზომვა?
მანძილი უფრო შორეულ ვარსკვლავებამდე ამჟამად განისაზღვრება სხვა მეთოდებით (იხ. §25.1).
2. მოჩვენებითი და აბსოლუტური სიდიდე
ვარსკვლავების სიკაშკაშე. მას შემდეგ, რაც ასტრონომებმა შეძლეს ვარსკვლავებამდე მანძილის დადგენა, აღმოჩნდა, რომ ვარსკვლავები განსხვავდებიან აშკარა სიკაშკაშით არა მხოლოდ მათთან მანძილის განსხვავების გამო, არამედ მათ შორის განსხვავების გამო. სიკაშკაშე.
ვარსკვლავის სიკაშკაშე L არის გამოსხივებული სინათლის ენერგიის ძალა მზისგან გამოსხივებულ სინათლის ძალასთან შედარებით.
თუ ორ ვარსკვლავს აქვს ერთნაირი სიკაშკაშე, მაშინ ჩვენგან უფრო შორს მდებარე ვარსკვლავს აქვს უფრო დაბალი აშკარა სიკაშკაშე. თქვენ შეგიძლიათ შეადაროთ ვარსკვლავები სიკაშკაშის მიხედვით მხოლოდ იმ შემთხვევაში, თუ გამოთვლით მათ აშკარა სიკაშკაშეს (ვარსკვლავური სიდიდე) იგივე სტანდარტული მანძილით. ეს მანძილი ასტრონომიაში ითვლება 10 ც.
აშკარა სიდიდე, რომელიც ექნებოდა ვარსკვლავს, თუ ის ჩვენგან დაშორებით მდებარეობდა სტანდარტული მანძილი D 0 =10 pc, ეწოდება აბსოლუტური სიდიდე M.
განვიხილოთ რაოდენობრივი კავშირი ვარსკვლავის მოჩვენებით და აბსოლუტურ სიდიდეებს შორის D-მდე ცნობილ მანძილზე (ან მის პარალაქსს p). ჯერ გავიხსენოთ, რომ 5 სიდიდის განსხვავება შეესაბამება სიკაშკაშის განსხვავებას ზუსტად 100-ჯერ. შესაბამისად, განსხვავება ორი წყაროს აშკარა სიდიდეებში უდრის ერთიანობას, როდესაც ერთი მათგანი ზუსტად ერთი ფაქტორით უფრო კაშკაშაა მეორეზე (ეს მნიშვნელობა დაახლოებით უდრის 2,512-ს). რაც უფრო კაშკაშაა წყარო, მით უფრო მცირეა მისი აშკარა სიდიდე. ზოგად შემთხვევაში, ნებისმიერი ორი ვარსკვლავის აშკარა სიკაშკაშის თანაფარდობა I 1:I 2 დაკავშირებულია მათი აშკარა სიდიდეების განსხვავებასთან m 1 და m 2 მარტივი თანაფარდობით:
მოდით m იყოს ვარსკვლავის აშკარა სიდიდე, რომელიც მდებარეობს D მანძილზე. თუ იგი დაკვირვებული იქნებოდა D 0 = 10 pc მანძილიდან, მისი აშკარა სიდიდე m 0, განსაზღვრებით, უდრის აბსოლუტურ სიდიდეს M. მაშინ მისი აშკარა სიკაშკაშე. შეიცვლებოდა
ამავდროულად, ცნობილია, რომ ვარსკვლავის აშკარა სიკაშკაშე საპირისპიროდ იცვლება მასთან მანძილის კვადრატის მიხედვით. Ამიტომაც
(2)
აქედან გამომდინარე,
(3)
ამ გამოთქმის ლოგარითმის გათვალისწინებით, ჩვენ ვხვდებით:
(4)
სადაც p გამოიხატება რკალის წამებში.
ეს ფორმულები იძლევა M-ის აბსოლუტურ სიდიდეს ცნობილის მიხედვით აშკარა სიდიდე m რეალურ მანძილზე D ვარსკვლავამდე. ჩვენი მზე 10 ც. მანძილიდან დაახლოებით მე-5 ხილული სიდიდის ვარსკვლავს ჰგავს, ანუ მზისთვის M ≈5.
ნებისმიერი ვარსკვლავის აბსოლუტური სიდიდის M სიდიდის ცოდნით, ადვილია გამოვთვალოთ მისი სიკაშკაშე L. მზის სიკაშკაშე L = 1, სიკაშკაშის განმარტებით შეგვიძლია დავწეროთ, რომ
M და L-ის მნიშვნელობები სხვადასხვა ერთეულებში გამოხატავს ვარსკვლავის გამოსხივების ძალას.
ვარსკვლავების შესწავლამ აჩვენა, რომ მათი სიკაშკაშე შეიძლება განსხვავდებოდეს ათობით მილიარდჯერ. ვარსკვლავური სიდიდით ეს განსხვავება 26 ერთეულს აღწევს.
აბსოლუტური ღირებულებებიძალიან მაღალი სიკაშკაშის ვარსკვლავები უარყოფითია და აღწევს M = -9. ასეთ ვარსკვლავებს გიგანტებს და სუპერგიგანტებს უწოდებენ. ვარსკვლავი S Dorado-ს გამოსხივება 500000-ჯერ უფრო ძლიერია ვიდრე ჩვენი მზის გამოსხივება, მისი სიკაშკაშე არის L=500000, ჯუჯებს M=+17 (L=0.000013) აქვთ ყველაზე დაბალი გამოსხივების სიმძლავრე.
ვარსკვლავების სიკაშკაშის მნიშვნელოვანი განსხვავებების მიზეზების გასაგებად, აუცილებელია მათი სხვა მახასიათებლების გათვალისწინება, რომელთა დადგენა შესაძლებელია რადიაციული ანალიზის საფუძველზე.
3. ვარსკვლავების ფერი, სპექტრი და ტემპერატურა
თქვენი დაკვირვების დროს შენიშნეთ, რომ ვარსკვლავებს განსხვავებული ფერები აქვთ, ნათლად ჩანს მათგან ყველაზე ნათელში. გახურებული სხეულის ფერი, ვარსკვლავის ჩათვლით, დამოკიდებულია მის ტემპერატურაზე. ეს შესაძლებელს ხდის ვარსკვლავების ტემპერატურის განსაზღვრას ენერგიის განაწილებით მათ უწყვეტ სპექტრში.
ვარსკვლავების ფერი და სპექტრი დაკავშირებულია მათ ტემპერატურასთან. შედარებით გრილ ვარსკვლავებში სპექტრის წითელ რეგიონში გამოსხივება ჭარბობს, რის გამოც მათ აქვთ მოწითალო ფერი. წითელი ვარსკვლავების ტემპერატურა დაბალია. ის იზრდება თანმიმდევრულად, როდესაც გადადის წითელი ვარსკვლავებიდან ნარინჯისფერზე, შემდეგ ყვითელზე, მოყვითალო, თეთრ და მოლურჯოზე. ვარსკვლავების სპექტრები ძალიან მრავალფეროვანია. ისინი იყოფა დანიშნულ კლასებად ლათინური ასოებითდა რიცხვები (იხ. უკან ფლაიფი). მაგარი წითელი კლასის M ვარსკვლავების სპექტრებშიდაახლოებით 3000 K ტემპერატურით, ჩანს უმარტივესი დიატომიური მოლეკულების შთანთქმის ზოლები, ყველაზე ხშირად ტიტანის ოქსიდი. სხვა წითელი ვარსკვლავების სპექტრებში დომინირებს ნახშირბადის ან ცირკონიუმის ოქსიდები. პირველი სიდიდის M კლასის წითელი ვარსკვლავები - ანტარესი, ბეთელგეიზე.
ყვითელი კლასის G ვარსკვლავების სპექტრებში, რომელიც მოიცავს მზეს (ზედაპირზე 6000 K ტემპერატურით), ჭარბობს ლითონების თხელი ხაზები: რკინა, კალციუმი, ნატრიუმი და ა.შ. მზის მსგავსი ვარსკვლავი სპექტრით, ფერითა და ტემპერატურით არის კაშკაშა კაპელა თანავარსკვლავედში Auriga. .
A კლასის თეთრი ვარსკვლავების სპექტრებშისირიუსის, ვეგას და დენების მსგავსად, წყალბადის ხაზები ყველაზე ძლიერია. იონიზირებული ლითონების ბევრი სუსტი ხაზია. ასეთი ვარსკვლავების ტემპერატურა დაახლოებით 10000 კ.
ყველაზე ცხელი, მოლურჯო ვარსკვლავების სპექტრშიდაახლოებით 30000 K ტემპერატურით ჩანს ნეიტრალური და იონიზებული ჰელიუმის ხაზები.
ვარსკვლავების უმეტესობის ტემპერატურა მერყეობს 3000-დან 30000 K-მდე. რამდენიმე ვარსკვლავს აქვს დაახლოებით 100000 K ტემპერატურა.
ამრიგად, ვარსკვლავების სპექტრები ძალიან განსხვავდება ერთმანეთისგან და მათგან შეიძლება განისაზღვროს ვარსკვლავების ატმოსფეროს ქიმიური შემადგენლობა და ტემპერატურა. სპექტრების შესწავლამ აჩვენა, რომ წყალბადი და ჰელიუმი ჭარბობს ყველა ვარსკვლავის ატმოსფეროში.
ვარსკვლავური სპექტრის განსხვავებები აიხსნება არა იმდენად მათი მრავალფეროვნებით ქიმიური შემადგენლობა, რამდენი განსხვავებაა ტემპერატურაში და სხვა ფიზიკური პირობებივარსკვლავურ ატმოსფეროში. მაღალ ტემპერატურაზე მოლეკულები იშლება ატომებად. კიდევ უფრო მაღალ ტემპერატურაზე, ნაკლებად ძლიერი ატომები განადგურებულია, ისინი იონებად იქცევიან, კარგავენ ელექტრონებს. მრავალი ქიმიური ელემენტის იონიზებული ატომები, როგორიცაა ნეიტრალური ატომები, ასხივებენ და შთანთქავენ ენერგიას გარკვეული ტალღის სიგრძეზე. ატომებისა და მათი იონების შთანთქმის ხაზების ინტენსივობის შედარებით ქიმიური ელემენტითეორიულად განსაზღვრავს მათ ფარდობით რაოდენობას. ეს არის ტემპერატურის ფუნქცია. ამრიგად, მათი ატმოსფეროს ტემპერატურა შეიძლება განისაზღვროს ვარსკვლავების სპექტრის ბნელი ხაზებიდან.
ერთი და იგივე ტემპერატურისა და ფერის, მაგრამ განსხვავებული სიკაშკაშის ვარსკვლავებს, როგორც წესი, აქვთ ერთი და იგივე სპექტრი, მაგრამ ზოგიერთი წრფის შედარებითი ინტენსივობის განსხვავებები ჩანს. ეს ხდება იმის გამო, რომ იმავე ტემპერატურაზე წნევა მათ ატმოსფეროში განსხვავებულია. მაგალითად, გიგანტური ვარსკვლავების ატმოსფეროში ნაკლები წნევაა და ისინი უფრო იშვიათია. თუ ამ დამოკიდებულებას გრაფიკულად გამოვხატავთ, მაშინ ხაზების ინტენსივობიდან შეგვიძლია ვიპოვოთ ვარსკვლავის აბსოლუტური სიდიდე და შემდეგ ფორმულის გამოყენებით (4) შეგვიძლია განვსაზღვროთ მანძილი მასამდე.
პრობლემის გადაჭრის მაგალითი
დავალება. როგორია ζ მორიელის ვარსკვლავის სიკაშკაშე, თუ მისი მოჩვენებითი სიდიდე არის 3 და მანძილი 7500 ly. წლები?
სავარჯიშო 20
1. რამდენჯერ არის სირიუსი კაშკაშა ალდებარანზე? მზე სირიუსზე კაშკაშაა?
2. ერთი ვარსკვლავი მეორეზე 16-ჯერ უფრო კაშკაშაა. რა განსხვავებაა მათ სიდიდეებში?
3. ვეგას პარალაქსია 0,11". რამდენი დრო სჭირდება მისგან შუქს დედამიწამდე მისასვლელად?
4. რამდენი წელი დასჭირდება ლირას თანავარსკვლავედისკენ 30 კმ/წმ სიჩქარით ფრენას, რომ ვეგა ორჯერ დაუახლოვდეს?
5. რამდენჯერ არის 3,4 მაგნიტუდის ვარსკვლავი სირიუსზე სუსტი, რომლის მოჩვენებითი სიდიდეა -1,6? რა არის ამ ვარსკვლავების აბსოლუტური სიდიდეები, თუ მანძილი ორივესთან არის 3 ც.
6. დაასახელეთ IV დანართში თითოეული ვარსკვლავის ფერი მათი სპექტრული ტიპის მიხედვით.