Как построить шкалу расстояний во Вселенной. Часть 1.
Для понимания масштабов глубины космических глубин необходимо иметь хорошую линейку, с помощью которой можно измерить расстояния до различных астрономических объектов. И чем дальше от Земли вы будете пытаться измерить расстояние, тем труднее это будет сделать. Впрочем, даже
На «малых» расстояниях (внутри Солнечной системы и внутри нашей галактики Млечный Путь) расстояния можно измерять с помощью старой доброй геометрии (а вы думали, зачем вам теорема Пифагора?). Если измерить положение звезд на небе в двух противоположных точках орбиты Земли, то нехитрыми тригонометрическими вычислениями можно получить расстояние до этих самых звезд (см. картинку 2). Но это «неинтересно», это даже древние греки с закрытыми глазами умели делать! Старик Гиппарх — в честь которого телескоп назвали, — не даст соврать!
Чтобы пойти дальше, нужно что-то другое. На помощь приходит закон обратных квадратов. Помните закон гравитации в интерпретации Исаака нашего Ньютона? Там в знаменателе еще r^2 стоит. Если на пальцах, то чем дальше вы находитесь от какого-то объекта, тем меньше его гравитационное влияние на вас. Этот же закон применим и к свету: чем дальше вы от источника света, тем менее ярким он для вас будет выглядеть. Например, если в темноте посмотреть на лампочку мощностью 100 Вт с расстояния 10 метров, её яркость будет примерно в 100 раз меньше, чем если бы она вам светила прямо в глаз (см. картинку 3).
Если развернуть эту задачу в обратную сторону, то, измерив яркость объекта можно вычислить расстояние до него. Но, как всегда, есть нюанс: мало просто измерить видимую яркость объекта — нужно еще знать какая у него истинная (врожденная) яркость. В случае с лампочкой это написано на упаковке.
Столетия наблюдений за различными звездами в нашей Галактике позволили выделить классы объектов с хорошо изученными характеристиками энерговыделения. Проще говоря, для таких объектов мы знаем их истинную яркость и ее зависимость от других параметров в нашей галактике. Например, это переменные звезды ⭐️ типа Цефеиды или RR Лиры, а также сверхновые типа Ia (ой, там целый зоопарк этих сверхновых!). Если мы наблюдаем (а мы наблюдаем) такие объекты в ближайших к нам галактиках, можно по закону обратных квадратов измерить расстояние до них.
Однако чем больше расстояние, тем крошечнее выглядят другие галактики даже в самые мощные телескопы. В какой-то момент они становятся похожи на яркие (и не очень) точки — поди разгляди в них отдельные звезды! А значит, нам нужен новый способ определения расстояния. Но о нем — во второй части..