Самый простой и самый старый способ измерения расстояний до звезд — это метод параллакса. При этом используется изменение угла между звездой и эталонным направлением, когда наблюдатель меняет свое положение в пространстве, в основном перемещаясь вместе с Землей вокруг Солнца. Если смотреть с Земли, этот угол может быть измерен не лучше сотой доли угловой секунды из-за атмосферной турбулентности и рассеяния звездного света. Зато космические миссии могут измерять его с точностью до десятков угловых микросекунд, что соответствует расстояниям в десятые доли размера Млечного Пути. Чтобы вычислить расстояния до других галактик, мы используем наблюдаемые, о которых мы знаем, как они должны выглядеть на расстоянии. К ним относятся так называемые стандартные сирены, линейки и свечи. Удобные и самые известные стандартные свечи — это переменные цефеиды и сверхновые. Цефеида — это звезда очень высокой, но пульсирующей светимости. Её светимость определяет период пульсации видимой яркости, по которому мы можем вычислить эту светимость, а затем расстояние до цефеиды. Что касается взрыва сверхновой, то он может иметь разную природу. Среди них мы можем идентифицировать те, которые происходят, когда звезда приобретает массу и, наконец, достигает критической массы, начиная термоядерный синтез углерода. Тогда светимость взрыва определяется этой массой, поэтому она одинакова для всех сверхновых этого типа. Затем, опять судя по видимой яркости взрыва, можно рассчитать расстояние до сверхновой.

Цефеиды послужили для открытия закона Хаббла, хотя полезны только до десятков мегапарсек. Сверхновые позволяют нам видеть на тысячу мегапарсек, поэтому использовались для подтверждения ускорения расширения Вселенной.

нравится(0)не-а(0)