Расстояния

Естественной мерой расстояний в Солнечной системе служит астрономическая единица.

Одна астрономическая единица = см световых секунд - большая полуось земной орбиты. Измеряется по суточному параллаксу Солнца. Можно предложить другой способ измерения расстояния до Солнца, основанный только на астрономических измерениях - по наблюдению годичной аберрации звезд: из-за конечности скорости света положение любого источника (звезды), измеряемого наблюдателем, движущимся со скоростью v, смещается на угол . Следовательно, за время одного оборота Земли вокруг Солнца (год) любая звезда на небе описывает эллипс, большая полуось которого выраженная в радианах есть . Отсюда зная скорость света находим км/с и, полагая орбиту Земли круговой (на самом деле ее эксцентриситет e=0.017), определяем астрономическую единицу. Ввиду малости v/c релятивистские поправки несущественны. Весь вопрос в том, с какой точностью мы измеряем астрономическую единицу. Современный способ основан на радиолокации тел солнечной системы с известными орбитами - астероидами, близко подходящими к Солнцу, или искусственных космических аппаратов.

Характерный размер Солнечной системы - 40 А.Е. Это расстояние примерно соответствует большой полуоси орбиты Плутона. Там же располагается т.н. пояс Койпера - второй пояс астероидов. Современная проницающая способность крупных телескопов (например, космический телескоп им. Хаббла или 10-м телескоп им. У.Кека) позволяет регистрировать на таком расстоянии отраженный свет Солнца от тел с размерами в несколько десятков километров.

Переходя к звездам Галактики, становится удобнее пользоваться другой единицей - парсеком. Парсек - это такое расстояние, с которого большая полуось земной орбиты видна под углом 1". Из-за годичного движения Земли вокруг Солнца положение светила, находящегося на расстоянии 1 парсек, будет смещаться на 1 угловую секунду. В астрономии это явление называют годичным параллаксом, отсюда и название единицы расстояния -парсек = параллакс- в- секунду. Поскольку в радианной мере , находим 1 парсек = 206265 АЕ см.

Характерные расстояния до ближайших звезд - несколько парсек (например, годичный параллакс Центавра , т.е. пк).

Расстояние от Солнца до центра Галактики 8.5 кпк.

Размер типичной галактики (вернее, области, занятой светящимся веществом - звездами. газом) 10-20 кпк.

Расстояния до ближайших галактик - сотни килопарсек и мегапарсеки (Большое и Малое Магеллановы Облака - 55 кпк; туманность Андромеды (М31) - 640 кпк). Расстояние до центра скоплений галактик в Деве, на краю которого располагается наша Галактика, около 15 Мпк. Другое близкое скопление галактик в созвездии Волосы Вероники расположено на расстоянии 80 Мпк. Вселенная становится в среднем однородной и изотропной на характерных масштабах 100 Мпк. Хаббловский радиус (горизонт событий для любого наблюдателя = (современный возраст Вселенной ) ( скорость света ) см Мпк (здесь - современное значение постоянной Хаббла).

В астрофизике приходится иметь дело и с весьма малыми расстояниями. Это связано с тем, что основная информация об астрофизических источниках получается из измерения потока электромагнитного излучения от различнывх объектов (ниже мы также будем рассмтаривать излучение нейтрино и гравитационных волн), а излучение рождается на микроскопическом уровне при квантовых переходах в атомах (связанно-связанные переходы), при фотоэффекте (свободно-связанные переходы) или при ускоренном движении заряженных частиц в вакууме (тормозное, или свободно-свободное излучение) или в магнитном поле (циклотронное или, в случае релятивистских частиц, синхротронное излучение). Вот некоторые характерные размеры, известные из курса атомной физики, к которым мы иногда будем в дальнейшем обращаться:

1. классический радиус электрона

   

2. комптоновская длина волны электрона

   

3. радиус первой боровской орбиты

   

   (здесь - постоянная тонкой структуры

   характерный размер атома порядка нескольких размеров боровских орбит см (внесистемная единица - 1 Ангстрем)

Покажем, что характерная длина волны квантов, излучаемых атомами при связанно-связанных переходах, много больше размеров самих атомов. Энергия связи электрона в атоме a при переходах с верхнего уровня на нижний фотон приобретает энергию порядка энергии связи электрона, , откуда немедленно получаем характерную длину волны видимого света , т.е. сотни и тысячи Ангстрем.