* Данный текст распознан в автоматическом режиме, поэтому может содержать ошибки

Звезды 133 Единицы измерения Астрономические расстояния столь велики, что измерять их в километрах неудобно. В ближнем космосе (в пределах Солнечной системы) наиболее употребительной единицей длины стала астрономическая единица (а. е.), равная расстоянию от Земли до Солнца. Например, расстояние от Солнца до Проксимы Центавра — около 275 тыс. а. е., а ведь это — самая близкая из звезд, не считая Солнца! Однако даже астрономическая единица подчас оказывается слишком мелкой для определения расстояний до звезд. Расстояния до звезд иногда измеряют в световых годах. Световой год — это не единица времени, как можно подумать исходя из названия. Это единица длины, равная расстоянию, которое свет проходит за год (скорость света — самая высокая скорость в природе). Один световой год (св. год) — это 63 240 а. е. Таким образом, до Проксимы Центавра — 4,3 св. года. Очень часто астрономы используют и другую большую единицу длины. Она называется парсек (сокращение слов «параллакс» и «секунда»). Взяв отрезок длиной в один парсек (пк) и пристроив к нему под прямым углом отрезок длиной в радиус земной орбиты (1 а. е.), получим прямоугольный треугольник, самый острый угол которого равен 1" (угловой секунде). 1 пк — это 3,26 св. года. До Проксимы Центавра — 1,3 пк. Самые далекие звезды нашей Галактики расположены 9 4 3 на расстояниях в десятки килопарсек (в десятки тысяч парсек). Расстояния до звезд других галактик зачастую приходится определять в мегапарсеках (миллионах парсек): один килопарсек (кпк) составляет немногим больше 3 тыс. св. лет, а один мегапарсек (Мпк) — 3 млн. св. лет. Метод расчета расстояний Единица расстояния парсек самым непосредственным образом связана с важнейшим методом определения расстояния до близких звезд — методом годичного тригонометрического параллакса. Измерив достаточно точно параллаксы для очень большого числа звезд, можно установить, сколько света излучают звезды определенных типов, т. е. какая у них светимость. Эти результаты дают возможность рассчитать расстояния до более далеких звезд, у которых уже не удается измерить тригонометрические параллаксы, сопоставляя их светимость с видимой звездной величиной. Так, зная, с каким периодом изменяется блеск, можно определить светимость для переменных звезд — цефеид, а значит, найти расстояние до цефеиды и, например, до звездного скопления или галактики, где она находится. В галактиках, где есть цефеиды, можно изучать появляющиеся в них сверхновые звезды, а затем по сверхновым звездам вычислять расстояния до еще более далеких от нашей планеты галактик. Схема примерных расстояний до звезд: 1 — альфа Центавра; 2 — звезда Барнарда; 3 — Волк 359; 4 — Лаланд 21185; 5 — система Сириуса; 6 — Росс 154 и Росс 248; 7 — эпсилон Эридана; 8 — Лакайль 789-6; 9 — 61 Лебедя; 10 — тау Кита 5 2 8 10 20 св. лет 15 св. лет 10 св. 5 св. лет лет 1 6 7 6