Космические расстояния – Исследование Солнечной системы НАСА

Астрономические единицы – полезная мера расстояний в нашей Солнечной системе, в то время как световые годы более практичны для расстояний до звезд. Ближайшая звездная система, Альфа Центавра, видна с Сатурна на этом изображении, полученном космическим кораблем НАСА «Кассини». Предоставлено: НАСА/Лаборатория реактивного движения/Институт космических наук

Ваш браузер не поддерживает аудио элементы.

Пространство за пределами Земли настолько невероятно обширно, что единицы измерения, удобные для нас в повседневной жизни, могут стать ГИГАНТСКИМИ. Расстояния между планетами и особенно между звездами могут стать настолько большими, если их выразить в милях и километрах, что они станут громоздкими. Поэтому для космических расстояний мы переходим на совершенно другие типы единиц: астрономические единицы, световые годы и парсеки.

Астрономические единицы, сокращенно AU, являются полезной единицей измерения в нашей Солнечной системе.

Одна астрономическая единица — это расстояние от Солнца до орбиты Земли, которое составляет около 93 миллионов миль (150 миллионов километров). При измерении в астрономических единицах расстояние в 886 000 000 миль (1 400 000 000 километров) от Солнца до орбиты Сатурна составляет гораздо более управляемые 9,5 а.е. Таким образом, астрономические единицы — отличный способ сжать действительно астрономические числа до более удобного размера.

Астрономические единицы также позволяют легко думать о расстояниях между объектами Солнечной системы. Они позволяют легко увидеть, что Юпитер вращается в пять раз дальше от Солнца, чем Земля, и что Сатурн находится в два раза дальше от Солнца, чем Юпитер. (Это потому, что технически вы выражаете каждое расстояние как отношение расстояния от Земли до Солнца. Удобно!)

Это анимационное видео иллюстрирует, насколько далеки световая секунда, минута и год. Авторы и права: НАСА-Лаборатория реактивного движения-Калтех.

Для гораздо больших расстояний — межзвездных расстояний — астрономы используют световые годы. Световой год — это расстояние, которое фотон света проходит за один год, что составляет около 6 триллионов миль (9триллион километров, или 63 000 а.е.). Иными словами, световой год — это то, какое расстояние вы бы прошли за год, если бы могли путешествовать со скоростью света, которая составляет 186 000 миль (300 000 километров) в секунду. (Кстати, вы не можете путешествовать со скоростью света, насколько нам известно, но — это — совсем другая история…) Как и AU, световые годы делают астрономические расстояния более управляемыми. Например, ближайшей к нам звездной системой является тройная звездная система Альфы Центавра, расположенная примерно в 4,3 световых года от нас. Это более управляемое число, чем 25 триллионов миль, 40 триллионов километров или 272 000 а.е.

Световые годы также дают некоторую полезную информацию о расстояниях до Солнечной системы: Солнце находится примерно в 8 световых минутах от Земли. (И да, есть также свет секунд !) И поскольку свет от объектов распространяется со скоростью света , когда вы видите Солнце, Юпитер или далекую звезду, вы видите их такими, какими они были, когда свет ушел. это, будь то 8 минут, десятки минут или 4,3 года назад. И это фундаментально для идеи, что когда мы смотрим дальше из в космос, мы видим дальше назад во времени. (Подумайте об этом: вы видите все звезды на небе в разное время в истории — одни несколько лет назад, другие сотни лет назад — все одновременно!)

Наконец, парсек. Эта единица используется, когда количество световых лет между объектами достигает высоких тысяч или миллионов. Один парсек равен 3,26 светового года. Происхождение этой единицы измерения немного сложнее, но оно связано с тем, как астрономы измеряют ширину неба. Астрономы используют «мегапарсек» — мегапарсек равен 1 миллиону парсеков — для межгалактических расстояний или шкалы расстояний между галактиками.

И в тот момент, когда расстояния между галактиками становятся настолько грандиозными, что даже мегапарсекы становятся громоздкими, астрономы говорят о расстояниях с точки зрения того, насколько свет галактики сместился в сторону более длинных и красных длин волн в результате расширения Вселенной — эта мера известна как «красное смещение». Теперь это астрономических.

Звезда | Определение, свет, имена и факты

рассеянное скопление NGC 290

Просмотреть все медиа

Ключевые люди:
Фрэнк Шлезингер Герберт Холл Тернер Эдвард Эмерсон Барнард Генри Дрейпер Уильям Гершель
Связанные темы:
Солнце квазар сверхновая черная дыра двойная звезда

Просмотреть весь связанный контент →

Последние новости

22 апреля 2023 г., 21:00 по восточноевропейскому времени (AP)

Неистовая цель, чтобы сохранить преимущество над звездами; Статус Эрикссона Эка неясен

«Миннесота Уайлд» продемонстрировала мощную и суровую игру, выбив лидерство в серии плей-офф первого раунда НХЛ над «Даллас Старз».

Самые популярные вопросы

Что такое звезда?

Звезда — это любое массивное самосветящееся небесное тело из газа, которое светится за счет излучения, получаемого от его внутренних источников энергии. Из десятков миллиардов триллионов звезд в наблюдаемой Вселенной лишь очень небольшой процент виден невооруженным глазом.

Почему звезды мерцают?

Когда свет, излучаемый звездой, проходит через различные слои атмосферы Земли, турбулентность заставляет свет звезды искривляться. Для наблюдателя на Земле это искажение звездного света заставляет звезду казаться «мерцающей».

Как измеряется яркость звезды?

Астрономы определяют звездную яркость с точки зрения величин: видимая величина (воспринимаемая и измеренная яркость звезды) и абсолютная величина яркости звезды, которая представляет собой яркость звезды, наблюдаемую со стандартного расстояния 32,6. световых лет или 10 парсеков.

Почему звезды обычно собираются группами?

Звезды имеют тенденцию образовываться группами из-за того, где происходит звездообразование. Звезды формируются внутри молекулярного облака, где протозвезды начинают формироваться в областях, богатых молекулярными газами и пылью. Если они накапливают достаточную массу в этих областях звездообразования, некоторые звезды притягиваются друг к другу под действием гравитации, образуя пары, множественные системы или звездные скопления.

Почему звезды эволюционируют?

Звездная эволюция происходит, когда звезда теряет свою энергию из-за непрерывных реакций ядерного синтеза, вызывая нестабильность из-за снижения давления газа. Чтобы поддерживать стабильность, звезда сжигает топливо в своем ядре до тех пор, пока оно не истощится, в результате чего ядро ​​коллапсирует, в зависимости от того, является ли звезда малой или большой массой, плотным белым карликом, нейтронной звездой или черная дыра.

звезда , любое массивное самосветящееся небесное тело из газа, которое светится за счет излучения, получаемого от его внутренних источников энергии. Из десятков миллиардов триллионов звезд, составляющих наблюдаемую Вселенную, невооруженным глазом виден лишь очень небольшой процент. Многие звезды встречаются парами, множественными системами или звездными скоплениями. Члены таких звездных групп физически связаны общим происхождением и связаны взаимным гравитационным притяжением. В некоторой степени к звездным скоплениям относятся звездные ассоциации, состоящие из разрозненных групп физически похожих звезд, которые не имеют достаточной массы как группы, чтобы оставаться вместе как организация.

В этой статье описываются свойства и эволюция отдельных звезд. В обсуждение включены размеры, энергетика, температуры, массы и химический состав звезд, а также их расстояния и движения. Множество других звезд сравнивают с Солнцем, что явно подразумевает, что «наша» звезда ничем не отличается от других.

Общие соображения

Солнце как точка сравнения

Изменения размера звезды

Что касается массы, размера и собственной яркости, Солнце является типичной звездой. Его приблизительная масса составляет 2 × 10 30 кг (около 330 000 масс Земли), приблизительный радиус 700 000 км (430 000 миль) и приблизительная светимость 4 × 10 33 эрг в секунду (или эквивалентно 4 × 10 23 киловатт мощности). Соответствующие величины других звезд часто измеряются с точки зрения величин Солнца.

Узнайте о различных типах звезд, классифицированных по массе и температуре: красные карлики, красные гиганты, сверхгиганты, белые и коричневые карлики

Посмотреть все видео к этой статье

Многие звезды различаются по количеству излучаемого ими света. Такие звезды, как Альтаир, Альфа Центавра A и B и Процион A, называются карликовыми звездами; их размеры примерно сопоставимы с размерами Солнца. Сириус А и Вега, хотя и намного ярче, также являются карликовыми звездами; их более высокие температуры дают большую скорость излучения на единицу площади. Альдебаран А, Арктур ​​и Капелла А являются примерами звезд-гигантов, размеры которых намного больше, чем у Солнца. Наблюдения с помощью интерферометра (инструмента, измеряющего угол, образуемый диаметром звезды в точке, где находится наблюдатель) в сочетании с измерениями параллакса (которые определяют расстояние до звезды; см. ниже Определение звездных расстояний), дайте размеры 12 и 22 солнечных радиусов для Арктура и Альдебарана A.

Бетельгейзе и Антарес A являются примерами звезд-сверхгигантов. Последняя имеет радиус примерно в 300 раз больше солнечного, тогда как переменная звезда Бетельгейзе колеблется между примерно 300 и 600 солнечными радиусами. Некоторые из звездного класса белых карликов, которые имеют низкую светимость и высокую плотность, также являются одними из самых ярких звезд. Ярким примером является Сириус B, имеющий радиус в одну тысячную меньше, чем у Солнца, что сравнимо с размером Земли. Также среди самых ярких звезд находятся Ригель А, молодой сверхгигант в созвездии Ориона, и Канопус, яркий маяк в Южном полушарии, часто используемый для навигации космических кораблей.

Викторина «Британника»

Созвездия: правда или вымысел?

Звездная активность и потеря массы

Солнечная активность, по-видимому, не уникальна. Установлено, что звезды многих типов активны и имеют звездные ветры, аналогичные солнечному ветру. Важность и повсеместность сильных звездных ветров стали очевидными только благодаря достижениям космической ультрафиолетовой и рентгеновской астрономии, а также радио- и инфракрасной наземной астрономии.

Рентгеновские наблюдения, проведенные в начале 1980-х годов, дали довольно неожиданные результаты. Они обнаружили, что почти все типы звезд окружены коронами с температурой в один миллион кельвинов (К) и выше. Более того, все звезды, по-видимому, имеют активные области, включая пятна, вспышки и протуберанцы, очень похожие на солнечные ( см. солнечное пятно; солнечная вспышка; солнечный протуберанец). У некоторых звезд звездные пятна настолько велики, что все лицо звезды относительно темное, в то время как другие проявляют вспышечную активность в тысячи раз более интенсивную, чем на Солнце.

Оформите подписку Britannica Premium и получите доступ к эксклюзивному контенту. Подпишитесь сейчас

Яркие горячие голубые звезды имеют самые сильные звездные ветры. Наблюдения за их ультрафиолетовым спектром с помощью телескопов на зондирующих ракетах и ​​космических кораблях показали, что скорость их ветра часто достигает 3000 км (примерно 2000 миль) в секунду, при этом скорость потери массы в миллиард раз превышает скорость солнечного ветра. Соответствующие темпы потери массы приближаются, а иногда и превышают стотысячную часть солнечной массы в год, а это означает, что одна целая солнечная масса (возможно, десятая часть общей массы звезды) уносится в космос за сравнительно короткий промежуток времени. из 100 000 лет. Соответственно, считается, что самые яркие звезды теряют значительную часть своей массы в течение своей жизни, которая, по расчетам, составляет всего несколько миллионов лет.

Ультрафиолетовые наблюдения показали, что для создания таких сильных ветров недостаточно давления горячих газов в короне, которая движет солнечным ветром. Вместо этого ветры горячих звезд должны быть вызваны непосредственно давлением энергичного ультрафиолетового излучения, испускаемого этими звездами. Помимо простого осознания того, что от таких горячих звезд исходит обильное количество ультрафиолетового излучения, детали этого процесса не совсем понятны. Что бы ни происходило, это, безусловно, сложно, поскольку ультрафиолетовые спектры звезд имеют тенденцию меняться со временем, а это означает, что ветер непостоянен.

Стремясь лучше понять изменения скорости потока, теоретики исследуют возможные виды нестабильности, которые могут быть свойственны ярко светящимся горячим звездам.

Наблюдения, сделанные с помощью радио- и инфракрасных телескопов, а также с помощью оптических приборов, доказывают, что у светящихся холодных звезд есть также ветры, суммарные скорости потока массы которых сравнимы с таковыми у светящихся горячих звезд, хотя их скорости значительно ниже — около 30 км ( 20 миль) в секунду. Поскольку светящиеся красные звезды по своей природе являются холодными объектами (с температурой поверхности около 3000 К, или вдвое меньше, чем у Солнца), они излучают очень мало обнаруживаемого ультрафиолетового или рентгеновского излучения; таким образом, механизм, приводящий ветры в действие, должен отличаться от механизма светящихся горячих звезд. Ветры светящихся холодных звезд, в отличие от ветров горячих звезд, богаты пылинками и молекулами. Поскольку почти все звезды более массивные, чем Солнце, в конечном итоге превращаются в такие холодные звезды, их ветры, изливающиеся в космос от огромного количества звезд, обеспечивают главный источник нового газа и пыли в межзвездном пространстве, тем самым обеспечивая жизненно важное звено в цикле эволюции.

звездообразование и галактическая эволюция. Как и в случае с горячими звездами, конкретный механизм, приводящий в движение ветры холодных звезд, непонятен; в настоящее время исследователи могут только предполагать, что турбулентность газа, магнитные поля или и то, и другое в атмосферах этих звезд как-то ответственны.

Сильные ветры также связаны с объектами, называемыми протозвездами, которые представляют собой огромные газовые шары, еще не ставшие полноценными звездами, в которых энергия обеспечивается ядерными реакциями ( см. ниже Звездообразование и эволюция). Радио- и инфракрасные наблюдения за молекулами дейтерия (тяжелого водорода) и монооксида углерода (CO) в туманности Ориона выявили облака газа, расширяющиеся наружу со скоростью, приближающейся к 100 км (60 миль) в секунду. Кроме того, интерферометрические наблюдения с высоким разрешением и очень длинной базой выявили расширяющиеся узлы естественного мазерного (когерентного микроволнового) излучения водяного пара вблизи областей звездообразования в Орионе, таким образом связывая сильные ветры с самими протозвездами.