별까지의 거리는 20광이다. 광년과 우주 규모. 표준 천문학자 양초

별까지의 거리는 어떻게 측정할 수 있나요?

수평 시차 방법

태양으로부터 1억 4960만 킬로미터 떨어진 곳에 위치한 지구는 1년 동안 궤도를 따라 꽤 먼 거리를 "바람"을 옮깁니다.

그러나 정말 거대한 거리는 밖에서 시작됩니다. 20세기 초에야 과학자들은 상당히 정확한 측정을 할 수 있었고 처음으로 일부 별까지의 거리를 확립했습니다.

별까지의 거리를 구하는 방법은 다음과 같다. 정확한 정의지구 궤도 직경의 두 끝에서 그들에 대한 방향 (즉, 위치를 결정할 때)을 호출합니다. “수평시차법”. 이렇게하려면 6 개월 간격으로 별의 방향을 결정하면됩니다. 이 기간 동안 지구 자체는 궤도의 한 쪽에서 다른 쪽까지 관찰자를 운반하기 때문입니다.

우주에서 관찰자의 위치 변화로 인해 발생하는 별의 변위(물론 겉보기)는 극히 작으며 거의 감지할 수 없습니다. 그러나 정확도는 0″.01로 측정되었습니다. 많나요, 적나요? 스스로 판단하십시오. 이는 모스크바 붉은 광장에서 행인이 던진 랴잔의 동전 가장자리를 조사하는 것과 같습니다.

그러한 거리와 거리에서는 우리가 익숙한 미터와 킬로미터가 더 이상 적합하지 않다는 것이 분명합니다. 정말 먼 거리, 즉 우주 거리는 킬로미터가 아닌 단위로 더 편리하게 표현됩니다. 광년즉, 300,000km/초의 속도로 전파되는 빛이 1년 동안 이동하는 거리입니다.

설명된 방법을 사용하면 300광년보다 훨씬 더 멀리 떨어진 별까지의 거리를 결정하는 것이 가능합니다. 일부 먼 항성계의 별에서 나오는 빛은 수억 광년 떨어진 우리에게 도달합니다.

이것은 흔히 생각하는 것처럼 우리가 현실에 더 이상 존재하지 않을 수도 있는 별을 관찰하고 있다는 것을 전혀 의미하지 않습니다. “실제로는 더 이상 존재하지 않는 것을 하늘에서 본다”고 말할 필요는 없습니다. 사실, 대다수의 별은 너무 느리게 변하기 때문에 수백만 년 전에도 지금과 동일했습니다. 별이 우주에서 빠르게 움직이더라도 하늘에서 눈에 보이는 위치조차 매우 천천히 변합니다. 따라서 우리가 보는 별은 일반적으로 현재와 동일합니다.

우리 삶의 어느 시점에서 우리 각자는 다음과 같은 질문을 했습니다. 별까지 날아가는 데 얼마나 걸리나요? 그런 비행을 한 번에 할 수 있습니까? 인간의 삶, 그러한 비행이 일상 생활의 표준이 될 수 있습니까? 이에 어려운 질문누가 묻는가에 따라 많은 대답이 있습니다. 일부는 간단하고 일부는 더 복잡합니다. 완전한 답을 찾기 위해서는 고려해야 할 것이 너무 많습니다.

불행히도 그러한 답을 찾는 데 도움이 될 실제 추정치는 없으며 이는 미래학자와 성간 여행 애호가를 좌절시킵니다. 우리가 원하든 원하지 않든 공간은 매우 크고 복잡하며 우리의 기술은 여전히 제한되어 있습니다. 그러나 우리가 “둥지”를 떠나기로 결정한다면 우리 은하계에서 가장 가까운 항성계에 도달할 수 있는 여러 가지 방법이 있을 것입니다.

지구에 가장 가까운 별은 태양인데, 헤르츠스프룽-러셀의 "주계열" 계획에 따르면 상당히 "평균" 별입니다. 이는 별이 매우 안정적이며 지구에서 생명체가 성장할 수 있도록 충분한 햇빛을 제공한다는 것을 의미합니다. 우리는 태양계 근처의 별을 공전하는 다른 행성이 있다는 것을 알고 있으며, 이러한 별 중 상당수는 우리의 별과 유사합니다.

미래에 인류가 태양계를 떠나고 싶어 한다면 우리가 갈 수 있는 별의 선택권이 엄청나게 많아질 것이며, 그 중 많은 별이 생명에 유리한 조건을 갖고 있을 것입니다. 하지만 우리는 어디로 갈 것이며, 거기에 도달하는 데 얼마나 걸릴까요? 이것은 모두 추측일 뿐이며 현재로서는 성간 여행에 대한 지침이 없다는 점을 명심하세요. 글쎄, 가가린이 말했듯이 가자!

별에 도달하세요
언급한 바와 같이, 우리 태양계에 가장 가까운 별은 프록시마 센타우리(Proxima Centauri)이므로 그곳에서 성간 임무 계획을 시작하는 것이 합리적입니다. 삼중성계 Alpha Centauri의 일부인 Proxima는 지구에서 4.24광년(1.3파섹) 떨어져 있습니다. 센타우루스자리 알파는 본질적으로 지구에서 4.37광년 떨어진 가까운 쌍성계의 일부인 이 항성계의 세 별 중 가장 밝은 별이고, 센타우루스자리 프록시마(세 개 중 가장 희미한 별)는 쌍성계에서 0.13광년 떨어진 고립된 적색왜성이다. 체계.

그리고 성간 여행에 대한 대화는 모든 종류의 여행에 대한 생각을 불러일으키지만, " 더 빠른 속도워프 속도와 웜홀부터 부분 공간 드라이브에 이르기까지 이러한 이론은 매우 허구적이거나(예: Alcubierre 드라이브) 공상 과학 소설에만 존재합니다. 심우주로의 모든 임무는 여러 세대에 걸쳐 지속될 것입니다.

그렇다면 가장 느린 형태의 우주 여행 중 하나부터 시작해 프록시마 센타우리(Proxima Centauri)에 도착하는 데 얼마나 시간이 걸릴까요?

현대적인 방법

우주 여행 기간을 추정하는 문제는 태양계의 기존 기술과 기관을 포함한다면 훨씬 간단합니다. 예를 들어, New Horizons 임무에 사용된 기술을 사용하면 16개의 히드라진 단일추진제 엔진이 단 8시간 35분 만에 달에 도착할 수 있습니다.

이온 추진력을 사용해 달을 향해 추진한 유럽 우주국의 SMART-1 임무도 있습니다. 이 혁신적인 기술을 통해 그 버전도 사용되었습니다. 우주 탐사선새벽에 베스타에 도달한 SMART-1 임무는 달에 도달하는 데 1년 1개월 2주가 걸렸습니다.

빠른 로켓 우주선부터 연료 효율적인 이온 추진까지, 지역 우주를 돌아다닐 수 있는 몇 가지 옵션이 있습니다. 또한 목성이나 토성을 거대한 중력 새총으로 사용할 수도 있습니다. 하지만 조금 더 나아가려면 기술의 힘을 키워 새로운 가능성을 모색해야 할 것입니다.

가능한 방법에 대해 이야기할 때는 기존 기술이 포함된 방법이나 아직 존재하지 않지만 기술적으로 실현 가능한 방법에 대해 이야기합니다. 보시다시피 그 중 일부는 시간 테스트를 거쳐 확인되었지만 다른 일부는 여전히 의문의 여지가 있습니다. 간단히 말해서, 가장 가까운 별까지 여행하는 데에는 가능하지만 시간이 많이 걸리고 재정적으로 비용이 많이 드는 시나리오를 제시합니다.

이온 운동

현재 가장 느리고 경제적인 추진 형태는 이온 추진이다. 수십 년 전에는 이온 추진이 공상 과학 소설의 소재로 간주되었습니다. 그러나 최근 몇 년 동안 이온 엔진 지원 기술은 이론에서 실천으로 매우 성공적으로 전환되었습니다. 유럽 우주국(European Space Agency)의 SMART-1 임무는 지구에서 13개월에 걸쳐 달까지 가는 성공적인 임무의 예입니다.

SMART-1은 태양전지판으로 전기 에너지를 수집하여 홀 효과 엔진에 전력을 공급하는 태양열 이온 엔진을 사용했습니다. SMART-1을 달에 전달하려면 82kg의 크세논 연료만 필요했습니다. 1kg의 크세논 연료는 45m/s의 델타-V를 제공합니다. 이것은 매우 효율적인 이동 형태이지만 가장 빠른 것은 아닙니다.

이온 추진 기술을 사용한 최초의 임무 중 하나는 1998년 보렐리 혜성에 대한 Deep Space 1 임무였습니다. DS1 역시 크세논 이온 엔진을 사용해 81.5kg의 연료를 소비했다. 20개월 간의 추력 끝에 DS1은 혜성의 근접 비행 당시 56,000km/h의 속도에 도달했습니다.

이온 엔진은 추진제의 단위 질량당 추력(특정 충격량)이 훨씬 높기 때문에 로켓 기술보다 경제적입니다. 하지만 이온 엔진은 가속하는 데 오랜 시간이 걸립니다. 우주선상당한 속도를 낼 수 있으며, 최대 속도는 연료 지원 및 발전량에 따라 달라집니다.

따라서 프록시마 센타우리(Proxima Centauri) 임무에 이온 추진 장치를 사용하려면 엔진에 강력한 동력원(원자력)과 대량의 연료 비축량(기존 로켓보다 적음에도 불구하고)이 필요합니다. 그러나 81.5kg의 크세논 연료가 56,000km/h로 변환된다는 가정(그리고 다른 형태의 이동은 없을 것임)에서 시작하면 계산이 가능합니다.

~에 최대 속도시속 56,000km의 속도로 딥 스페이스 1이 지구와 프록시마 센타우리 사이를 4.24광년 이동하는 데 81,000년이 걸렸습니다. 시간이 지나면 약 2,700세대의 사람들이 됩니다. 유인 성간 임무를 수행하기에는 행성 간 이온 추진이 너무 느릴 것이라고 말하는 것이 안전합니다.

그러나 이온 엔진이 더 크고 더 강력하다면(즉, 이온 유출 속도가 훨씬 더 높을 것임) 전체 4.24광년을 지속할 수 있는 로켓 연료가 충분하다면 이동 시간이 크게 줄어들 것입니다. 그러나 여전히 훨씬 더 많은 인간 생명이 남아 있을 것입니다.

중력 기동

우주여행으로 가는 가장 빠른 방법은 중력 기동. 이 기술에는 행성의 상대 운동(예: 궤도)과 중력을 사용하여 경로와 속도를 변경하는 우주선이 포함됩니다. 중력 기동은 특히 가속을 위해 지구나 다른 거대한 행성(예: 가스 거대 행성)을 사용할 때 매우 유용한 우주 비행 기술입니다.

Mariner 10 우주선은 1974년 2월에 금성의 중력을 이용해 수성을 향해 추진하는 이 방법을 사용한 최초의 우주선이었습니다. 1980년대 보이저 1호 탐사선은 성간 공간에 진입하기 전에 토성과 목성을 이용해 중력 이동과 시속 60,000km의 가속을 수행했습니다.

1976년에 시작된 헬리오스 2호 임무는 0.3AU 사이의 행성 간 매체를 탐사하기 위한 것이었습니다. 이자형. e. 태양에서 중력 조종을 사용하여 개발된 최고 속도 기록을 보유하고 있습니다. 당시 헬리오스 1호(1974년 발사)와 헬리오스 2호는 태양에 가장 근접한 기록을 세웠다. 헬리오스 2호는 재래식 로켓으로 발사되어 매우 긴 궤도에 배치되었습니다.

190일 태양 궤도의 높은 이심률(0.54)로 인해 근일점에서 Helios 2는 240,000km/h가 넘는 최대 속도를 달성할 수 있었습니다. 이 궤도 속도는 태양만의 중력 인력으로 인해 발생했습니다. 기술적으로 헬리오스 2호의 근일점 속도는 중력 기동의 결과가 아니라 최대 궤도 속도에 따른 것이지만, 여전히 가장 빠른 인공 물체에 대한 기록을 보유하고 있습니다.

보이저 1호가 적색왜성 프록시마 센타우리를 향해 60,000km/h의 일정한 속도로 움직인다면, 이 거리를 커버하는 데 76,000년(또는 2,500세대 이상)이 걸릴 것입니다. 그러나 만약 탐사선이 헬리오스 2호의 기록적인 속도(지속 속도 240,000km/h)에 도달한다면 4,243광년을 여행하는 데 19,000년(또는 600세대 이상)이 걸릴 것입니다. 거의 실용적이지는 않지만 훨씬 더 좋습니다.

전자기 모터 EM 드라이브

성간 여행을 위해 제안된 또 다른 방법은 EM 드라이브라고도 알려진 RF 공진 공동 엔진입니다. 프로젝트를 구현하기 위해 SPR(Satellite Propulsion Research Ltd)을 설립한 영국 과학자 Roger Scheuer가 2001년에 제안한 이 엔진은 전자기 마이크로파 공동이 전기를 직접 추력으로 변환할 수 있다는 아이디어를 기반으로 합니다.

기존 전자기 모터는 특정 질량(예: 이온화된 입자)을 추진하도록 설계되었지만 이 특정 추진 시스템은 질량 반응과 무관하며 지향성 방사선을 방출하지 않습니다. 일반적으로 이 엔진은 시스템의 운동량이 일정하게 유지되고 생성되거나 파괴될 수 없으며 힘의 영향을 받을 때만 변경된다는 운동량 보존 법칙을 위반하기 때문에 상당한 회의론을 받았습니다. .

그러나 최근 이 기술을 사용한 실험은 확실히 긍정적인 결과를 가져왔습니다. 2014년 7월, 오하이오주 클리블랜드에서 열린 제50차 AIAA/ASME/SAE/ASEE 공동 추진 회의에서 NASA의 첨단 추진 과학자들은 새로운 전자기 추진 설계를 성공적으로 테스트했다고 발표했습니다.

2015년 4월 NASA Eagleworks 과학자(존슨 우주 센터 소속)는 진공 상태에서 엔진을 성공적으로 테스트했으며 이는 우주 응용 가능성을 나타낼 수 있다고 말했습니다. 같은 해 7월, 드레스덴 공과대학 우주 시스템학과의 과학자 그룹이 자체 버전의 엔진을 개발하고 눈에 띄는 추력을 관찰했습니다.

2010년 중국 시안 소재 Northwestern Polytechnic University의 Zhuang Yang 교수는 EM 드라이브 기술에 대한 연구에 대한 일련의 기사를 출판하기 시작했습니다. 2012년에 그녀는 높은 입력 전력(2.5kW)과 7억 2천만n의 추력을 기록했다고 보고했습니다. 또한 2014년에는 내장된 열전대를 사용한 내부 온도 측정을 포함하여 광범위한 테스트를 수행하여 시스템이 작동하는 것으로 나타났습니다.

NASA의 프로토타입(출력 정격이 0.4N/킬로와트로 추정됨)을 기반으로 한 계산에 따르면 전자기 동력 우주선은 18개월 이내에 명왕성까지 여행할 수 있습니다. 이는 시속 58,000km의 속도로 이동 중인 뉴 호라이즌스 탐사선에 필요한 것보다 6배 적은 양입니다.

인상적이네요. 하지만 이 경우에도 전자기 엔진을 장착한 선박은 13,000년 동안 프록시마 센타우리로 비행하게 됩니다. 닫혔지만 아직 충분하지 않습니다. 게다가 이 기술에 모든 i가 표시되기 전까지는 그 용도에 대해 이야기하기에는 너무 이릅니다.

핵열 및 핵전기 운동

성간 비행의 또 다른 가능성은 핵 엔진이 장착된 우주선을 사용하는 것입니다. NASA는 수십 년 동안 이러한 옵션을 연구해 왔습니다. 핵열 추진 로켓은 우라늄 또는 중수소 원자로를 사용하여 원자로에서 수소를 가열하여 이를 이온화된 가스(수소 플라즈마)로 변환한 다음 로켓 노즐로 보내 추력을 생성할 수 있습니다.

원자력 추진 로켓은 동일한 원자로를 사용하여 열과 에너지를 전기로 변환한 다음 전기 모터에 동력을 공급합니다. 두 경우 모두 로켓은 모든 현대 우주국이 사용하는 화학 연료 대신 핵융합이나 핵분열에 의존하여 추력을 생성합니다.

화학엔진에 비해 원자력엔진은 부인할 수 없는 장점을 갖고 있다. 첫째, 로켓 연료에 비해 에너지 밀도가 사실상 무제한입니다. 또한, 원자력 엔진은 사용되는 연료의 양에 비해 강력한 추력을 생성합니다. 이렇게 하면 필요한 연료량이 줄어들고 동시에 특정 장치의 무게와 비용도 줄어듭니다.

열기관이지만 원자력우주로 갈 때까지 프로토타입이 제작되고 테스트되었으며 더 많은 제안이 이루어졌습니다.

그러나 연비와 특정 추진력의 이점에도 불구하고 가장 잘 제안된 원자력 개념은 열기관최대 비충동량은 5000초(50kN·s/kg)입니다. NASA 과학자들은 핵분열이나 핵융합으로 구동되는 핵 엔진을 사용하여 화성이 지구에서 55,000,000km 떨어져 있다면 단 90일 만에 화성에 우주선을 보낼 수 있습니다.

그러나 프록시마 센타우리(Proxima Centauri)로 여행하는 경우 핵 로켓이 빛의 속도의 상당 부분에 도달하는 데 수세기가 걸릴 것입니다. 그런 다음 수십 년의 여행이 필요할 것이며 목표를 달성하는 데 수세기 동안의 억제가 뒤따를 것입니다. 목적지까지는 아직 1000년이나 남았습니다. 행성 간 임무에 좋은 것은 성간 임무에는 그다지 좋지 않습니다.

2017년 2월 22일, NASA는 단일 별 TRAPPIST-1 주변에서 7개의 외계 행성이 발견되었다고 보고했습니다. 그 중 3개는 행성이 액체 상태의 물을 가질 수 있는 별과의 거리 범위에 있으며, 물은 생명체의 핵심 조건입니다. 또한 이 항성계는 지구로부터 40광년 떨어진 곳에 위치해 있다는 보고도 있다.

이 메시지는 언론에서 많은 소음을 일으켰습니다. 어떤 사람들은 인류가 새로운 별 근처에 새로운 정착지를 건설하는 데 한 발짝 떨어져 있다고 생각했지만 그렇지 않았습니다. 하지만 40광년은 정말 길고, 너무 많고, 킬로미터도 너무 많습니다. 즉, 엄청나게 거대한 거리입니다!

물리학 과정에서 세 번째 탈출 속도가 알려져 있습니다. 이는 신체가 한계를 뛰어넘기 위해 지구 표면에서 가져야 하는 속도입니다. 태양계. 이 속도의 값은 16.65km/초입니다. 기존의 궤도 우주선은 7.9km/초의 속도로 이륙하여 지구 궤도를 돌고 있습니다. 원칙적으로 16-20km/초의 속도는 현대 지상 기술로 충분히 접근 가능하지만 그 이상은 불가능합니다!

인류는 아직 우주선을 초당 20km보다 빠르게 가속하는 법을 배우지 못했습니다.

20km/초의 속도로 비행하는 우주선이 40광년을 여행하고 별 TRAPPIST-1에 도달하는 데 몇 년이 걸릴지 계산해 보겠습니다.
1광년은 빛이 진공 속에서 진행하는 거리를 말하며, 빛의 속도는 약 30만km/초이다.

인간이 만든 우주선은 초속 20㎞, 즉 빛의 속도보다 1만5000배 느린 속도로 날아간다. 그러한 배는 40*15000=600000년에 해당하는 시간에 40광년을 커버할 것입니다!

(현재 기술 수준의) 지구 우주선은 약 60만 년 후에 항성 TRAPPIST-1에 도달할 것입니다! 호모 사피엔스는 (과학자에 따르면) 지구에 존재한 기간이 고작 35~40,000년에 불과하지만 여기서는 무려 600,000년이나 되었습니다!

가까운 미래에 기술은 인간이 항성 TRAPPIST-1에 도달하는 것을 허용하지 않을 것입니다. 지구 현실에는 존재하지 않는 유망한 엔진(이온, 광자, 우주돛 등)이라도 우주선을 초속 10,000km까지 가속할 수 있을 것으로 추정되는데, 이는 트라피스트까지의 비행 시간을 의미한다. -1 시스템이 120년으로 단축됩니다. 이것은 이미 정지 애니메이션을 사용하는 비행이나 여러 세대의 이민자들에게 어느 정도 허용 가능한 시간이지만 오늘날 이러한 모든 엔진은 환상적입니다.

우리 은하계나 다른 은하계의 별들은 말할 것도 없고 가장 가까운 별들조차 사람들로부터 너무 멀리 떨어져 있습니다.

우리 은하계의 직경은 약 10만 광년입니다. 즉, 현대 지구 우주선의 끝에서 끝까지의 여행은 15억 년이 될 것입니다! 과학은 우리 지구의 나이가 45억년이고, 다세포 생물의 나이가 약 20억년이라고 말합니다. 우리에게 가장 가까운 은하계인 안드로메다 성운까지의 거리는 지구에서 250만 광년 떨어져 있습니다.

보시다시피, 살아있는 모든 사람들 중에서 다른 별 근처의 행성 지구에 발을 디딘 사람은 아무도 없습니다.

별까지의 거리를 결정하는 방법은 무엇입니까? 알파 센타우리가 약 4광년 떨어져 있다는 것을 어떻게 알 수 있나요? 결국, 별의 밝기만으로는 많은 것을 결정할 수 없습니다. 근처에 있는 희미한 별과 멀리 있는 밝은 별의 밝기가 동일할 수 있습니다. 그러나 지구에서 우주의 가장 먼 곳까지의 거리를 결정하는 상당히 신뢰할 수 있는 방법이 많이 있습니다. 4년 동안 운영된 히파르코스 천문 위성은 최대 118,000개의 별 SPL까지의 거리를 결정했습니다.

물리학자들이 공간의 3차원, 6차원, 심지어 11차원에 대해 뭐라고 말하든, 천문학자에게 관측 가능한 우주는 항상 2차원입니다. 영화에서 삶의 전체 복잡성이 평면 스크린에 투영되는 것처럼 우리는 천구에 투영하여 우주에서 무슨 일이 일어나고 있는지 봅니다. 화면에서는 3차원 원본에 대한 친숙함으로 인해 먼 것과 가까운 것을 쉽게 구분할 수 있지만, 2차원의 별의 산란에서는 그것을 3차원으로 변환할 수 있는 시각적 단서가 없습니다. 성간 우주선의 경로를 그리는 데 적합한 차원 지도입니다. 한편, 거리는 모든 천체 물리학의 거의 절반에 대한 핵심입니다. 그것들이 없다면, 가까이에 있는 희미한 별과 멀리 있지만 밝은 퀘이사를 어떻게 구별할 수 있습니까? 물체까지의 거리를 아는 것만으로 그 에너지를 평가할 수 있으며, 여기에서 물체의 물리적 특성을 이해하는 직접적인 경로가 있습니다.

우주 거리의 불확실성에 대한 최근의 예는 다양한 방향에서 대략 하루에 한 번씩 지구에 도달하는 감마선 폭발, 즉 짧은 펄스의 강한 방사선의 원인 문제입니다. 그들의 거리에 대한 초기 추정치는 수백 천문 단위(수십 광시)에서 수억 광년까지 다양했습니다. 따라서 태양계 외곽의 반물질 혜성의 소멸에서부터 우주 전체를 뒤흔드는 중성자 별의 폭발, 화이트홀의 탄생까지 모델의 확산도 인상적이었습니다. 1990년대 중반까지 감마선 폭발의 본질에 대한 100가지가 넘는 다양한 설명이 제안되었습니다. 이제 소스까지의 거리를 추정할 수 있으므로 두 가지 모델만 남았습니다.

하지만 자나 탐지기 빔으로 물체에 도달할 수 없다면 어떻게 거리를 측정할 수 있습니까? 기존의 지상 측지학에서 널리 사용되는 삼각 측량 방법이 구출되었습니다. 알려진 길이의 세그먼트(베이스)를 선택하고 어떤 이유로든 접근할 수 없는 지점이 보이는 각도를 끝에서 측정한 다음 간단한 삼각 공식을 사용하여 필요한 거리를 제공합니다. 베이스의 한쪽 끝에서 다른 쪽 끝으로 이동하면 점의 겉보기 방향이 바뀌고 먼 물체의 배경으로 이동합니다. 이것을 시차 변위 또는 시차라고 합니다. 값이 작을수록 물체가 멀어지고, 클수록 밑면이 길어집니다.

별까지의 거리를 측정하려면 천문학자가 사용할 수 있는 최대 기준, 즉 지구 궤도의 직경을 사용해야 합니다. 하늘에 있는 별들의 해당 시차 변위(엄격히 말하면 그 절반)를 연간 시차라고 부르기 시작했습니다. 태양 주위의 지구 회전에 대한 코페르니쿠스의 생각이 마음에 들지 않았던 티코 브라헤(Tycho Brahe)는 그것을 측정하려고 시도했고 그것을 확인하기로 결정했습니다. 결국 시차는 지구의 궤도 운동을 증명합니다. 측정된 측정은 16세기에 인상적인 정확도(호의 약 1분)를 가졌지만 이는 브라헤 자신이 깨닫지 못한 시차를 측정하기에는 완전히 불충분했으며 코페르니쿠스 시스템이 틀렸다고 결론지었습니다.

성단까지의 거리는 주계열 피팅법에 의해 결정됩니다.

시차에 대한 다음 공격은 훗날 그리니치 천문대 소장이 될 영국인 제임스 브래들리에 의해 1726년에 이루어졌습니다. 처음에는 그가 운이 좋은 것처럼 보였습니다. 관찰을 위해 선택된 별인 감마 드라코(Gamma Draco)는 실제로 1년 동안 20초의 진동으로 평균 위치를 중심으로 진동했습니다. 그러나 이 이동의 방향은 시차에 대해 예상했던 것과 달랐고 Bradley는 곧 올바른 설명을 찾았습니다. 즉, 지구의 궤도 속도가 별에서 나오는 빛의 속도와 합산되어 겉보기 방향이 변경된다는 것입니다. 마찬가지로 빗방울도 버스 창문에 비스듬한 흔적을 남깁니다. 연간 수차라고 불리는 이 현상은 태양 주위의 지구 운동에 대한 최초의 직접적인 증거였지만 시차와는 아무런 관련이 없습니다.

불과 100년 후에 측각기의 정확도가 요구되는 수준에 도달했습니다. 1930년대 후반, 존 허셜(John Herschel)이 말했듯이, “항성 우주로의 침투를 막던 벽이 세 곳에서 거의 동시에 무너졌습니다.” 1837년에 Vasily Yakovlevich Struve(당시 Dorpat 천문대 소장, 이후 Pulkovo 천문대 소장)는 자신이 측정한 0.12각초의 베가 시차를 발표했습니다. 다음 해 프리드리히 빌헬름 베셀(Friedrich Wilhelm Bessel)은 백조자리 61번의 시차가 0.3인치라고 보고했습니다. 그리고 1년 후 희망봉 남반구에서 연구하던 스코틀랜드 천문학자 토마스 헨더슨(Thomas Henderson)은 알파 센타우리(Alpha Centauri) 시스템의 시차를 측정했습니다. - 1.16인치. . 그러나 나중에 이 값이 1.5배나 과대평가된 것으로 밝혀졌고, 전체 하늘에서 호의 시차가 1초를 넘는 별은 단 하나도 없다는 것이 밝혀졌습니다.

시차법으로 측정된 거리의 경우 특별한 길이 단위인 파섹(시차 초, pc)이 도입되었습니다. 1파섹은 206,265개의 천문 단위, 즉 3.26광년을 포함합니다. 이 거리에서 지구의 궤도 반경(1천문단위 = 1억 4950만 킬로미터)을 1초 각도에서 볼 수 있습니다. 별까지의 거리를 파섹 단위로 결정하려면 초 단위로 별을 시차로 나누어야 합니다. 예를 들어, 우리에게 가장 가까운 항성계인 Alpha Centauri 1/0.76 = 1.3 파섹, 즉 27만 천문 단위입니다. 1000개 파섹을 킬로파섹(kpc), 100만 파섹을 메가파섹(Mpc), 10억 파섹을 기가파섹(Gpc)이라고 합니다.

매우 작은 각도를 측정하려면 기술적 정교함과 엄청난 노력이 필요했지만(예를 들어 Bessel은 61st Cygnus에 대한 400개 이상의 개별 관측을 처리했습니다), 첫 번째 혁신 이후에는 작업이 더 쉬워졌습니다. 1890년에는 이미 36개 별의 시차가 측정되었으며, 사진이 천문학에서 널리 사용되기 시작하면서 시차의 정확한 측정이 일반화되었습니다. 시차 측정은 개별 별까지의 거리를 직접 결정하는 유일한 방법입니다. 그러나 지상 관측 중에는 대기 간섭으로 인해 시차 방법으로 100pc보다 큰 거리를 측정할 수 없습니다. 우주의 경우 이는 그다지 큰 값이 아닙니다. (Gromozeka가 말했듯이 "여기는 100파섹 정도 멀지 않습니다.") 기하학적 방법이 실패하면 광도 측정 방법이 도움이 됩니다.

기하학적 기록

안에 최근 몇 년매우 작은 무선 방출원인 메이저(maser)까지의 거리를 측정한 결과가 점점 더 많이 발표되고 있습니다. 이들의 방사선은 무선 범위에서 발생하므로 별이 관찰되는 광학 범위에서는 달성할 수 없는 마이크로초 정확도로 물체의 좌표를 측정할 수 있는 무선 간섭계에서 관찰할 수 있습니다. 메이저 덕분에 삼각법 방법은 우리 은하계의 먼 물체뿐만 아니라 다른 은하계에도 적용될 수 있습니다. 예를 들어, 2005년에 Andreas Brunthaler(독일)와 그의 동료들은 메이저의 각변위와 이 항성계의 회전 속도를 비교하여 M33 은하(730kpc)까지의 거리를 결정했습니다. 1년 후, Ye Xu(PRC)와 동료들은 우리 은하의 나선팔 중 하나까지의 거리(2kpc)를 측정하기 위해 "로컬" 메이저 소스에 고전적인 시차 방법을 적용했습니다. 아마도 1999년에 J. Hernsteen(미국)과 그의 동료들이 가장 멀리 발전했을 것이다. 천문학자들은 활동은하 NGC 4258의 중심에 있는 블랙홀 주변의 강착원반에 있는 메이저의 움직임을 추적함으로써 이 시스템이 우리로부터 7.2 Mpc 거리에 위치해 있다는 것을 알아냈습니다. 오늘날 이것은 기하학적 방법에 대한 절대적인 기록입니다.

표준 천문학자 양초

방사선원이 우리에게서 멀어질수록 어두워집니다. 물체의 실제 광도를 알아낸 다음 이를 겉보기 밝기와 비교하여 거리를 알 수 있습니다. 호이겐스는 아마도 이 아이디어를 별까지의 거리 측정에 적용한 최초의 인물일 것입니다. 밤에는 시리우스를 관찰했고, 낮에는 그 빛을 태양을 가리고 있는 스크린의 작은 구멍과 비교했습니다. 두 밝기가 일치하도록 구멍의 크기를 선택하고 구멍과 태양 원반의 각도 값을 비교한 Huygens는 시리우스가 태양보다 우리로부터 27,664배 더 멀다는 결론을 내렸습니다. 이는 실제 거리의 20배에 달하는 거리입니다. 그 오류는 부분적으로 시리우스가 실제로 태양보다 훨씬 밝다는 사실과 부분적으로 메모리의 밝기를 비교하기 어렵기 때문에 발생했습니다.

천문학에서 사진의 출현으로 측광 방법 분야의 획기적인 발전이 이루어졌습니다. 20세기 초, 하버드 대학 천문대는 사진 건판을 사용해 별의 밝기를 측정하는 대규모 작업을 수행했습니다. 특별한 관심밝기가 변하는 변광성에 주어졌습니다. Henrietta Levitt는 Small Magellanic Cloud에서 특수 등급인 세페이드(Cepheids)의 변광성을 연구하는 동안 밝기가 밝을수록 밝기 변동 기간이 길어진다는 사실을 발견했습니다. 하루 주기의 별보다 40배 더 밝습니다.

모든 레빗 세페이드 성단은 같은 항성계(소마젤란 성운)에 있었기 때문에 그들은 우리로부터 같은(비록 알 수는 없지만) 거리에 있는 것으로 간주될 수 있습니다. 이는 겉보기 밝기의 차이가 실제 광도의 차이와 연관되어 있음을 의미합니다. 전체 의존성을 보정하고 주기를 측정하여 세페이드의 실제 광도를 결정하고 이로부터 별과 항성계까지의 거리를 결정하기 위해 기하학적 방법을 사용하여 하나의 세페이드까지의 거리를 결정하는 것이 남아 있습니다. 그것을 포함하고 있습니다.

그러나 불행하게도 지구 근처에는 세페이드가 없습니다. 그중 가장 가까운 별인 북극성은 현재 우리가 알고 있듯이 태양에서 130pc만큼 제거되어 있습니다. 즉, 지상 기반 시차 측정이 불가능합니다. 이로 인해 시차에서 세페이드까지 직접 다리를 건설하는 것이 가능하지 않았으며 천문학자들은 이제 비유적으로 거리 사다리라고 불리는 구조를 건설해야 했습니다.

공통된 시간과 출생지로 연결된 수십에서 수백 개의 별을 포함하는 열린 성단이 그 중간 단계가 되었습니다. 성단에 있는 모든 별의 온도와 광도를 그래프로 그리면 대부분의 점들이 하나의 기울어진 선(보다 정확하게는 띠)에 위치하게 되는데, 이를 주계열이라고 합니다. 온도는 별의 스펙트럼을 통해 매우 정확하게 결정되며, 광도는 겉보기 밝기와 거리를 통해 결정됩니다. 거리를 알 수 없는 경우 성단에 있는 모든 별이 우리로부터 거의 같은 거리에 있다는 사실이 도움이 되므로 성단 내에서 겉보기 밝기를 광도의 척도로 사용할 수 있습니다.

별은 어디에서나 동일하므로 모든 성단의 주계열이 일치해야 합니다. 차이점은 서로 다른 거리에 있다는 사실 때문입니다. 기하학적 방법을 사용하여 클러스터 중 하나까지의 거리를 결정하면 "실제" 주계열이 어떻게 보이는지 알아낸 다음 다른 클러스터의 데이터를 비교하여 해당 클러스터까지의 거리를 결정합니다. 이 방법을 "주배열 피팅"이라고 합니다. 오랫동안 플레이아데스와 히아데스가 표준으로 사용되었으며 거리는 그룹 시차 방법에 의해 결정되었습니다.

천체물리학에서는 다행스럽게도 세페이드가 약 20개 산개성단에서 발견되었습니다. 따라서 주계열을 조정해 이들 성단까지의 거리를 측정하면 세 번째 단계에 있는 세페이드 성단까지 '사다리를 뻗는' 것이 가능하다.

세페이드는 거리를 나타내는 지표로 매우 편리합니다. 상대적으로 많은 세페이드가 있습니다. 모든 은하계와 구상 성단에서도 발견할 수 있으며 거대 별이기 때문에 은하계 거리를 측정할 수 있을 만큼 충분히 밝습니다. 덕분에 그들은 "우주의 등대"나 "천체 물리학의 이정표"와 같은 많은 별명을 얻었습니다. Cepheid "라인"은 최대 20 Mpc까지 확장됩니다. 이는 약 100배입니다. 더 많은 크기우리 은하계의. 그 후에는 가장 강력한 현대 악기로도 더 이상 구별할 수 없으며 거리 사다리의 네 번째 단계로 올라가려면 더 밝은 것이 필요합니다.

우주의 외곽으로

가장 강력한 은하외 거리 측정 중 하나는 Tully-Fisher 관계로 알려진 패턴을 기반으로 합니다. 나선 은하가 밝을수록 회전 속도가 빨라집니다. 은하가 옆으로 보이거나 크게 기울어져 있으면 물질의 절반은 회전으로 인해 우리에게 더 가까이 이동하고 절반은 멀어지며, 이는 도플러 효과로 인해 스펙트럼 선이 넓어집니다. 이 팽창으로 회전 속도가 결정되고, 이것으로 광도가 결정되며, 가시광선 밝기와의 비교를 통해 은하까지의 거리가 결정됩니다. 그리고 물론 이 방법을 보정하려면 세페이드를 사용하여 거리가 이미 측정된 은하가 필요합니다. 툴리-피셔 방법은 매우 장거리이고 우리로부터 수백 메가파섹 떨어진 은하를 포괄하지만, 너무 멀고 희미한 은하에 대해서는 충분히 고품질의 스펙트럼을 얻을 수 없기 때문에 한계도 있습니다.

약간 더 넓은 범위의 거리에서는 또 다른 "표준 촛불"(Ia형 초신성)이 작동합니다. 이러한 초신성의 폭발은 임계질량(태양질량의 1.4배)보다 약간 높은 질량을 갖는 백색 왜성의 "동일한 유형" 열핵폭발입니다. 그러므로 이들의 권력이 크게 달라질 이유가 없습니다. 세페이드로부터 거리를 결정할 수 있는 인근 은하에서 그러한 초신성의 관찰은 이러한 불변성을 확인하는 것으로 보이며, 따라서 우주의 열핵폭발은 이제 거리를 결정하는 데 널리 사용됩니다. 그것들은 우리로부터 수십억 파섹 떨어진 곳에서도 볼 수 있지만, 다음 초신성이 어디에서 분출할 것인지 미리 알 수 없기 때문에 은하계가 측정될 거리를 결코 알 수 없습니다.

지금까지 우리가 더 멀리 나아갈 수 있는 방법은 단 하나, 즉 적색편이였습니다. 그 역사는 세페이드의 역사와 마찬가지로 20세기와 동시에 시작됩니다. 1915년에 은하의 스펙트럼을 연구하던 미국의 베스토 슬리퍼(Vesto Slipher)는 은하의 대부분의 선이 "실험실" 위치에 비해 적색 편이되어 있음을 발견했습니다. 1924년 독일의 칼 비르츠(Karl Wirtz)는 이러한 변위가 강할수록 은하의 각 치수가 작아진다는 사실을 발견했습니다. 그러나 1929년에 에드윈 허블만이 이 데이터를 하나의 그림으로 만드는 데 성공했습니다. 도플러 효과에 따르면 스펙트럼에서 선의 빨간색 이동은 물체가 우리에게서 멀어지고 있음을 의미합니다. 허블은 세페이드에서 결정된 은하의 스펙트럼과 은하까지의 거리를 비교함으로써 은하가 멀어지는 속도는 거리에 비례한다는 법칙을 공식화했습니다. 이 관계의 비례 계수를 허블 상수라고 합니다.

따라서 우주의 팽창이 발견되었으며, 물론 허블 상수가 다른 "통치자"와 연결되어 있다면 스펙트럼에서 은하계까지의 거리를 결정할 수 있는 가능성이 발견되었습니다. 허블 자체는 세페이드가 서로 다른 주기-광도 관계를 갖는 여러 유형으로 나누어진다는 것이 분명해진 1940년대 중반에만 수정된 거의 10배 정도의 오류로 이러한 정렬을 수행했습니다. 보정은 "고전적인" 세페이드를 기반으로 다시 수행되었으며, 그 후에야 허블 상수의 값이 현대 추정치(은하까지의 거리 1메가파섹당 50~100km/s)에 가까워졌습니다.

이제 적색편이는 우리로부터 수천 메가파섹 떨어진 은하까지의 거리를 결정하는 데 사용됩니다. 사실, 이러한 거리는 인기 기사에서만 메가파섹으로 표시됩니다. 사실 그들은 계산에 채택 된 우주 진화 모델에 의존하고 있으며, 게다가 우주 확장에서 거리가 의미하는 바가 완전히 명확하지 않습니다. 즉 방사선 방출 순간에 은하계가 있었던 거리입니다. , 또는 지구에서 수신되는 순간에 위치한 위치 또는 시작점에서 마지막 지점까지 빛이 이동하는 거리입니다. 따라서 천문학자들은 메가파섹으로 변환하지 않고 멀리 있는 물체에 대해 직접 관측된 적색편이 값만 표시하는 것을 선호합니다.

적색편이는 오늘날 “우주의 크기”에 필적하는 “우주론적” 거리를 추정하는 유일한 방법이자 동시에 아마도 가장 널리 사용되는 기술일 것입니다. 2007년 7월에는 77,418,767개 은하의 적색편이 목록이 출판되었습니다. 사실, 생성 당시 스펙트럼 분석을 위한 다소 단순화된 자동 방법이 사용되었으므로 일부 값에 오류가 발생할 수 있습니다.

팀플레이

거리를 측정하는 기하학적 방법은 별의 겉보기 각도 변위를 궤도에서 지구의 움직임과 비교하는 연간 시차로 끝나지 않습니다. 또 다른 접근 방식은 태양과 별의 상대적인 움직임에 의존합니다. 태양 옆을 날아다니는 성단을 상상해 봅시다. 원근법에 따르면 수평선의 레일과 같은 별의 눈에 보이는 궤적은 한 지점, 즉 복사점에 수렴됩니다. 그 위치는 클러스터가 시선에 어떤 각도로 날아가는지 나타냅니다. 이 각도를 알면 성단 별의 움직임을 시선을 따라 그리고 천구를 따라 수직으로 두 가지 구성 요소로 분해하고 그 사이의 비율을 결정할 수 있습니다. 초당 킬로미터 단위의 별의 시선 속도는 도플러 효과를 사용하여 측정되며, 발견된 비율을 고려하여 하늘에 대한 속도 투영이 초당 킬로미터 단위로 계산됩니다. 별의 이러한 선형 속도를 수년간의 관찰 결과로 결정된 각속도와 비교하는 것이 남아 있으며 거리가 알려질 것입니다! 이 방법은 최대 수백 파섹까지 작동하지만 성단에만 적용 가능하므로 그룹 시차 방법이라고 합니다. 이것이 히아데스와 플레이아데스까지의 거리가 처음 측정된 방법입니다.

올라가는 계단을 내려가면

우주 외곽으로 향하는 계단을 건설하는 동안 우리는 그것이 놓여 있는 기초에 대해 침묵했습니다. 한편 시차법은 표준 미터가 아닌 천문 단위, 즉 지구 궤도 반경으로 거리를 제공하며 그 값도 즉시 결정되지 않았습니다. 그럼 뒤를 돌아보고 지구까지 우주 거리의 사다리를 내려가 봅시다.

아마도 태양의 거리를 결정하려고 시도한 최초의 사람은 코페르니쿠스보다 1500년 전에 세계의 태양 중심 시스템을 제안한 사모스의 아리스타코스였을 것입니다. 그는 태양이 달보다 우리로부터 20배 더 멀리 떨어져 있다는 것을 발견했습니다. 우리가 지금 알고 있듯이 이 추정치는 20배만큼 과소평가되었으며 케플러 시대까지 지속되었습니다. 비록 그 자신이 천문 단위를 측정하지는 않았지만, 그는 이미 태양이 Aristarchus(그리고 그의 뒤를 이어 다른 모든 천문학자들)가 생각한 것보다 훨씬 더 멀리 떨어져 있어야 한다는 점을 지적했습니다.

지구에서 태양까지의 거리에 대한 다소 수용 가능한 최초의 추정치는 Jean Dominique Cassini와 Jean Richet에 의해 얻어졌습니다. 1672년 화성의 반대파 동안 그들은 파리(카시니)와 카이엔(리셰)의 배경 별들에 대한 화성의 위치를 측정했습니다. 프랑스에서 프랑스령 기아나까지의 거리는 시차삼각형의 기초가 되어 화성까지의 거리를 결정한 다음 천체 역학 방정식을 사용하여 천문 단위를 계산하여 1억 4천만 킬로미터의 값을 얻었습니다.

다음 2세기 동안 태양 원반을 가로지르는 금성의 통과는 태양계의 규모를 결정하는 주요 도구가 되었습니다. 동시에 시청하는 중 다른 점지구본을 사용하면 지구에서 금성까지의 거리와 여기에서 태양계의 다른 모든 거리를 계산할 수 있습니다. 18~19세기에 이 현상은 1761년, 1769년, 1874년, 1882년에 네 번 관찰되었습니다. 이러한 관찰은 최초의 국제 과학 프로젝트 중 하나가 되었습니다. 대규모 탐험대가 준비되었고(1769년 영국 탐험대는 유명한 제임스 쿡이 이끌었습니다) 특별 관측소가 만들어졌습니다... 그리고 18세기 말 러시아가 프랑스 과학자들에게만 통로를 관찰할 기회를 제공했다면 그 영토 (토볼스크 출신)에서 1874년과 1882년에 러시아 과학자들은 이미 연구에 적극적으로 참여했습니다. 불행하게도 관측의 예외적인 복잡성으로 인해 천문 단위 추정치(약 1억 4,700만 ~ 1억 5,300만 킬로미터)에 심각한 불일치가 발생했습니다. 더 신뢰할 수 있는 값인 1억 4950만 킬로미터는 19~20세기에 소행성 관측을 통해 얻은 것입니다. 그리고 마지막으로, 이러한 모든 측정의 결과는 천문 단위를 측정할 때 지구의 반경인 밑면의 길이에 대한 지식을 기반으로 한다는 점을 고려해야 합니다. 그래서 궁극적으로 우주 거리 사다리의 기초는 측량사에 의해 마련되었습니다.

20세기 후반에야 과학자들은 레이저와 레이더 등 우주 거리를 결정하는 근본적으로 새로운 방법을 마음대로 사용할 수 있게 되었습니다. 이를 통해 태양계 측정의 정확도를 수십만 배 향상시킬 수 있었습니다. 화성과 금성의 레이더 오차는 수 미터이며, 달에 설치된 모서리 반사경까지의 거리는 센티미터 단위의 정확도로 측정됩니다. 현재 허용되는 천문 단위 값은 149,597,870,691미터입니다.

"히파르코스"의 어려운 운명

천문 단위 측정의 이러한 획기적인 발전은 별까지의 거리 문제를 새로운 방식으로 제기했습니다. 시차 결정의 정확성은 지구 대기에 의해 제한됩니다. 따라서 1960년대에 각도계 장비를 우주로 발사하려는 아이디어가 떠올랐습니다. 이는 1989년 유럽 천문위성 히파르쿠스(Hipparchus)의 발사로 실현됐다. 이 이름은 공식적으로 완전히 정확하지는 않지만 영어 이름 HIPPARCOS의 번역으로 확립되었습니다. 이는 High Precision Parallax Collecting Satellite("고정밀 시차 수집용 위성")의 약어이며 영어 철자와 일치하지 않습니다. 유명한 고대 그리스 천문학 자의 이름-첫 번째 별 카탈로그의 저자 인 Hipparchus.

위성 제작자는 10만 개 이상의 별의 시차를 밀리초의 정확도로 측정하는 것, 즉 지구에서 수백 파섹에 위치한 별에 "도달"하는 매우 야심찬 임무를 스스로 설정했습니다. 몇몇 산개 성단, 특히 히아데스와 플레이아데스까지의 거리를 명확히 할 필요가 있었습니다. 그러나 가장 중요한 것은 세페이드 자체까지의 거리를 직접 측정함으로써 "계단을 뛰어넘는" 것이 가능해졌다는 것입니다.

원정은 고민과 함께 시작됐다. 상부 단계의 고장으로 인해 히파르코스는 의도한 정지궤도에 진입하지 못하고 매우 긴 중간 궤도에 머물게 되었습니다. 유럽 우주국 전문가들은 여전히 상황에 대처할 수 있었고, 궤도 천문 망원경은 4년 동안 성공적으로 작동했습니다. 결과를 처리하는 데 동일한 시간이 걸렸으며 1997년에는 약 200개의 세페이드를 포함하여 118,218개의 발광체의 시차와 고유 운동이 포함된 별 카탈로그가 출판되었습니다.

불행하게도 여러 가지 문제에서 원하는 명확성을 얻지 못했습니다. 가장 이해하기 어려운 결과는 플레이아데스에 대한 것이었습니다. "Hipparchus"가 이전에 130-135 파섹으로 추정된 거리를 명확히 할 것이라고 가정했지만 실제로는 "Hipparchus"가 이를 수정하여 118의 값만 받았습니다. 파섹. 새로운 값을 받아들이려면 항성 진화 이론과 은하간 거리 척도를 모두 조정해야 합니다. 이는 천체물리학에 있어서 심각한 문제가 되었고, 플레이아데스까지의 거리가 주의 깊게 확인되기 시작했습니다. 2004년까지 몇몇 그룹은 독립적인 방법을 사용하여 132~139pc 범위의 성단까지의 거리 추정치를 얻었습니다. 위성을 잘못된 궤도에 올려놓은 결과가 완전히 제거되지 않았다는 것을 암시하는 공격적인 목소리가 들리기 시작했습니다. 따라서 그가 측정한 모든 시차에 의문이 제기되었습니다.

Hipparchus 팀은 측정 결과가 일반적으로 정확하지만 재처리가 필요할 수 있다는 점을 인정할 수밖에 없었습니다. 사실 우주 천문학에서는 시차가 직접 측정되지 않습니다. 대신 히파르코스는 4년에 걸쳐 수많은 별 쌍 사이의 각도를 측정했습니다. 이러한 각도는 시차 변위와 우주에서의 별 자체의 움직임으로 인해 변경됩니다. 관찰에서 시차 값을 정확하게 "끌어내기" 위해서는 상당히 복잡한 수학적 처리가 필요합니다. 이것이 내가 반복해야 했던 것입니다. 새로운 결과는 2007년 9월 말에 발표되었지만 상황이 얼마나 개선되었는지는 아직 확실하지 않습니다.

그러나 '히파르코스'의 문제는 여기서 끝나지 않는다. 그가 판단한 세페이드 시차는 주기-광도 관계를 신뢰할 수 있게 보정하기에는 정확도가 충분하지 않은 것으로 나타났습니다. 따라서 위성은 직면한 두 번째 과제를 해결하지 못했습니다. 따라서 현재 전 세계적으로 몇 가지 새로운 우주 천문학 프로젝트가 고려되고 있습니다. 구현에 가장 가까운 것은 2012년에 출시될 예정인 유럽 프로젝트 Gaia입니다. 작동 원리는 별 쌍 사이의 각도를 반복적으로 측정하는 "Hipparchus"의 작동 원리와 동일합니다. 그러나 강력한 광학 덕분에 훨씬 더 어두운 물체를 관찰할 수 있으며, 간섭계를 사용하면 각도 측정 정확도가 수십 마이크로아크초까지 높아집니다. Gaia는 20% 이하의 오류로 킬로파섹 거리를 측정할 수 있으며 수년간의 작동을 통해 약 10억 개의 물체의 위치를 결정할 수 있다고 가정합니다. 이것은 은하계의 중요한 부분에 대한 3차원 지도를 생성할 것입니다.

아리스토텔레스의 우주는 지구에서 태양까지 9개의 거리에서 끝났습니다. 코페르니쿠스는 별들이 태양보다 1,000배 더 멀리 떨어져 있다고 믿었습니다. 시차는 가장 가까운 별조차 광년 떨어진 곳으로 밀어냈습니다. 20세기 초 미국 천문학자 Harlow Shapley는 세페이드를 사용하여 은하계의 직경(그가 우주와 동일시한)이 수만 광년으로 측정되었음을 확인했으며, 허블 덕분에 은하계의 경계가 우주는 수 기가파섹으로 확장되었습니다. 얼마나 결정적인가?

물론 거리 사다리의 각 단계에는 더 크거나 작은 오류가 있지만 일반적으로 우주의 규모는 매우 잘 정의되어 있으며 서로 독립적인 다양한 방법으로 테스트되어 하나의 일관된 그림을 형성합니다. 따라서 우주의 현대 경계는 흔들리지 않는 것처럼 보입니다. 그러나 이것이 언젠가 우리가 그것으로부터 이웃 우주까지의 거리를 측정하고 싶지 않을 것이라는 의미는 아닙니다!

기차 창밖을 바라보며

별까지의 거리를 계산하는 것은 고대인들을 크게 걱정하지 않았습니다. 그들의 의견으로는 그들은 천구에 붙어 있고 지구로부터 인간이 결코 측정할 수 없는 같은 거리에 있었기 때문입니다. 우리는 어디에 있으며, 이 신성한 돔은 어디에 있습니까?

사람들이 이해하는 데는 수세기가 걸렸습니다. 우주는 다소 더 복잡합니다. 우리가 살고 있는 세계를 이해하려면, 관광객이 경로를 따라가려면 해당 지역의 파노라마 사진이 아니라 지도가 필요한 것처럼 각 별이 일정 거리에서 우리에게서 제거되는 공간 모델을 구축해야 했습니다. .

이 복잡한 작업의 첫 번째 조수는 기차나 자동차로 여행할 때 우리에게 친숙한 시차였습니다. 먼 산을 배경으로 길가의 기둥이 얼마나 빨리 번쩍이는 지 보셨나요? 눈치챘다면 축하할 수 있습니다. 의도치 않게 시차 변위의 중요한 특징을 발견했습니다. 가까운 물체의 경우 훨씬 더 크고 눈에 띕니다. 그리고 그 반대도 마찬가지입니다.

시차란 무엇입니까?

실제로 시차는 측지학 및 군사 분야의 사람들에게 작용하기 시작했습니다. 실제로, 포병이 아니라면 누가 가장 높은 정확도로 먼 물체까지의 거리를 측정해야 합니까? 또한 삼각측량 방법은 간단하고 논리적이며 복잡한 장치를 사용할 필요가 없습니다. 필요한 것은 두 개의 각도와 하나의 거리, 즉 베이스를 허용 가능한 정확도로 측정한 다음 기본 삼각법을 사용하여 다리 중 하나의 길이를 결정하는 것입니다. 직각삼각형.

실제로 삼각 측량

한 해안에서 배의 접근할 수 없는 지점까지의 거리(d)를 결정해야 한다고 상상해 보십시오. 아래에서는 이에 필요한 작업 알고리즘을 제공합니다.

해안에 두 점 (A)와 (B)를 표시하십시오. 그 사이의 거리는 (l)입니다.
각도 α와 β를 측정합니다.
다음 공식을 사용하여 d를 계산합니다.

사랑하는 사람의 시차 변위먼 배경의 별들

분명히 정확도는 베이스의 크기에 직접적으로 좌우됩니다. 길이가 길수록 그에 따라 시차 변위와 각도도 커집니다. 지구 관측자의 경우 가능한 최대 기저값은 태양 주위의 지구 궤도 직경입니다. 즉, 지구가 궤도의 정반대 지점에 있을 때 측정을 6개월 간격으로 수행해야 합니다. 이러한 시차를 연간 시차라고 하며, 이를 측정하려고 시도한 최초의 천문학자는 뛰어난 과학적 행보와 코페르니쿠스 체계에 대한 거부로 유명한 유명한 덴마크인 티코 브라헤(Dane Tycho Brahe)였습니다.

아마도 지구 중심론에 대한 브라헤의 헌신은 그에게 잔인한 농담을했을 것입니다. 측정 된 연간 시차는 호분을 초과하지 않았으며 도구 오류로 인한 것일 수 있습니다. 명확한 양심을 가진 천문학자는 프톨레마이오스 체계의 "정확성"을 확신했습니다. 지구는 아무데도 움직이지 않고 태양과 다른 별들이 문자 그대로 도달할 수 있는 작고 아늑한 우주의 중심에 있습니다. – 달보다 20배 더 멀다. 그러나 티코 브라헤의 연구는 헛되지 않았으며 케플러 법칙 발견의 기초가 되었고 마침내 태양계 구조에 대한 구식 이론을 종식시켰습니다.

스타 지도 제작자

우주 "통치자"

먼 별을 진지하게 다루기 전에 삼각측량이 우리 우주의 집에서 훌륭하게 작동했다는 점에 유의해야 합니다. 주요 임무는 별의 시차 측정이 의미가 없게 되는 정확한 지식 없이 동일한 천문 단위인 태양까지의 거리를 결정하는 것이었습니다. 그러한 임무를 스스로 설정한 세계 최초의 사람은 코페르니쿠스보다 1500년 전에 세계의 태양 중심 시스템을 제안한 고대 그리스 철학자 사모스의 아리스타코스였습니다. 그 시대에 대한 대략적인 지식을 바탕으로 복잡한 계산을 한 그는 태양이 달보다 20배 더 멀리 떨어져 있다는 것을 발견했습니다. 수세기 동안 이 가치는 진리로 받아들여져 아리스토텔레스와 프톨레마이오스 이론의 기본 공리 중 하나가 되었습니다.

태양계 모델 구축에 가까워진 케플러만이 이 가치를 심각하게 재평가했습니다. 이 규모에서는 실제 천문학 데이터와 그가 발견한 천체 운동 법칙을 연결하는 것이 불가능했습니다. 직관적으로 케플러는 태양이 지구에서 훨씬 더 멀리 떨어져 있다고 믿었지만 이론가로서 자신의 추측을 확인(또는 반박)할 방법을 찾지 못했습니다.

태양계의 "견고한" 공간 구조를 설정한 케플러의 법칙에 기초하여 천문 단위의 크기에 대한 정확한 추정이 정확하게 가능해진 것이 궁금합니다. 천문학자들은 정확하고 상세한 지도를 가지고 있었고, 그 지도에 남아 있는 것은 규모를 결정하는 것뿐이었습니다. 이것이 프랑스인이 한 일이다. 배경과 화성의 위치를 측정한 장 도미니크 카시니(Jean Dominique Cassini)와 장 리셰(Jean Richet) 먼 별반대 중(이 위치에서는 화성, 지구 및 태양이 동일한 직선에 위치하며 행성 사이의 거리가 최소화됩니다).

측정 지점은 파리와 7,000km 떨어진 프랑스령 기아나의 수도 카옌이었습니다. Young Richet은 남미 식민지로 갔고 존경받는 Cassini는 파리에서 "총사"로 남아있었습니다. 젊은 동료가 돌아오자 과학자들은 계산을 위해 자리에 앉았고 1672년 말에 연구 결과를 발표했습니다. 계산에 따르면 천문 단위는 1억 4천만 킬로미터에 달했습니다. 그 후, 태양계의 규모를 명확히 하기 위해 천문학자들은 18~19세기에 4번이나 발생한 태양 원반을 가로지르는 금성의 통과를 사용했습니다. 그리고 아마도 이러한 연구는 최초의 국제 과학 프로젝트라고 할 수 있습니다. 영국, 독일, 프랑스 외에도 러시아가 적극적으로 참여했습니다. 20세기 초에 마침내 태양계의 규모가 확립되었고, 천문단위의 현대적 가치인 1억 4,950만 킬로미터가 채택되었습니다.

Aristarchus는 달이 구형이고 태양에 의해 빛난다고 제안했습니다. 따라서 달이 반으로 "잘려" 보인다면 지구-달-태양 각도가 올바른 것입니다.
다음으로 Aristarchus는 직접 관찰을 통해 태양-지구-달 각도를 계산했습니다.
Aristarchus는 "삼각형 각도의 합은 180도"라는 규칙을 사용하여 지구-태양-달 각도를 계산했습니다.
Aristarchus는 직각 삼각형의 종횡비를 사용하여 지구-달 거리가 지구-태양 거리보다 20배 더 길다는 것을 계산했습니다. 주의하세요! Aristarchus는 정확한 거리를 계산하지 않았습니다.

파섹, 파섹

카시니와 리셰는 먼 별을 기준으로 화성의 위치를 계산했습니다.

그리고 이러한 초기 데이터를 통해 측정의 정확성을 주장하는 것이 이미 가능했습니다. 또한 각도계 도구가 필요한 수준에 도달했습니다. 도르파트(현재 에스토니아의 타르투) 시 대학 천문대 소장인 러시아 천문학자 바실리 스트루베(Vasily Struve)는 1837년 베가의 연간 시차를 측정한 결과를 발표했습니다. 이는 0.12각초와 동일한 것으로 밝혀졌습니다. 배턴은 위대한 가우스의 학생 인 독일 프리드리히 빌헬름 베셀 (Friedrich Wilhelm Bessel)이 집어 들었습니다. 그는 1 년 후 백조 자리 별자리 61의 시차 (0.30 초)와 유명한 알파를 "잡은"스코틀랜드 사람 토마스 헨더슨 (Thomas Henderson)을 선택했습니다. 시차가 1.2인 센타우리.” 그러나 나중에 후자는 다소 지나치게 열성적이었고 실제로 별은 연간 0.7각초만 움직인다는 것이 밝혀졌습니다.

축적된 데이터에 따르면 별의 연간 시차는 1초를 초과하지 않는 것으로 나타났습니다. 과학자들은 새로운 측정 단위인 파섹(약어로 "시차 초")을 도입하기 위해 이를 채택했습니다. 일반적인 기준에 따르면 이러한 미친 거리에서 지구 궤도의 반경은 1초 각도에서 볼 수 있습니다. 우주 규모를 더 명확하게 상상하기 위해 천문 단위(지구 궤도 반경은 1억 5천만 킬로미터에 해당)가 2개의 노트북 셀(1cm)로 "축소"되었다고 가정해 보겠습니다. 따라서 2km 거리에서 1초 각도로 "볼" 수 있습니다!

우주의 깊이에 있어서 1파섹은 거리가 아니지만 빛조차도 이를 극복하는 데 3년 4분의 1년이 걸립니다. 우리 지구로부터 고작 12파섹 이내 별의 이웃말 그대로 손가락으로 셀 수 있습니다. 은하 규모에 관해서는 이제 우리의 "테트라드" 모델에서 이미 다른 국가에 침투할 수 있는 킬로(천 단위)와 메가파섹(각각 백만)으로 작동할 때입니다.

초정밀 천문 측정의 진정한 붐은 사진의 출현과 함께 시작되었습니다. 미터 길이의 렌즈가 장착된 "큰 눈" 망원경, 장시간 노출을 위해 설계된 민감한 사진 판, 지구의 자전과 동시에 망원경을 회전시키는 정밀 시계 메커니즘 - 이 모든 것이 연간 시차를 정확하게 기록하는 것을 가능하게 했습니다. 0.05각초이므로 최대 100파섹의 거리를 결정합니다. 지구 기술은 더 많은 것(또는 오히려 더 적은 것)을 할 수 없습니다. 변덕스럽고 불안한 지구의 대기가 방해가 됩니다.

궤도에서 측정을 수행하면 정확도가 크게 향상될 수 있습니다. 1989년에 유럽 우주국이 개발한 히파르코스 천문 위성(HIPPARCOS, 영국의 고정밀 시차 수집 위성)이 저지구 궤도로 발사된 것은 바로 이러한 목적이었습니다.

Hipparchus 궤도 망원경의 작업 결과로 기본 천문 카탈로그가 작성되었습니다.
가이아의 도움으로 우리 은하 일부의 3차원 지도가 작성되었으며, 이는 약 10억 개의 별의 좌표, 이동 방향 및 색상을 나타냅니다.

그의 작업 결과는 0.01초의 정확도로 결정되는 연간 시차를 갖는 12만 개의 항성 물체의 카탈로그입니다. 그리고 2013년 12월 19일에 발사된 그 후속 위성인 가이아 위성(천체물리학을 위한 지구 천문 간섭계)은 10억(!)개의 물체가 있는 가장 가까운 은하계 환경의 공간 지도를 그립니다. 그리고 아마도 우리 손자들이 그것이 매우 유용하다고 생각할 수도 있습니다.