Для того чтобы получить какое-то представление о космосе, нам необходимо познакомиться с единицами измерения расстояния, которые используют астрономы.

Самая маленькая  величина измерения расстояния – это астрономическая единица, обозначается «а.е.». Астрономическая единица – это радиус орбиты Земли, то есть расстояние от Земли до Солнца. Орбита Земли не является круговой, она слегка эллиптическая, расстояние от Земли до Солнца меняется от 147 до 152 миллионов километров, поэтому приняли среднюю величину:

а.е. = 149 600 000 километров.

Следующей по длине астрономической величиной идет световой год – расстояние, которое проходит свет за один земной год. Скорость света в вакууме 299 792 458 м/с, для удобства ее округляют до 300 000 км/с. Продолжительность года приняли равной 365,25 солнечных суток. Величина светового года получилась 9 460 730 472 580 800 метров, или приблизительно 9 460 000 000 000 км. Как говорится, «плюс-минус лапоть».

Вернемся к астрономической единице. Она служит астрономам базовым значением для очень важной величины – паралакс-секунды, сокращенно парсек. Дело в том, что объекты во Вселенной находятся друг от друга настолько далеко, что световыми годами замучаешься мерять. Поэтому взяли градусную меру дуги и превратили в линейное расстояние. Как это? А вот как: парсек – это расстояние,  с которого радиус орбиты Земли был бы виден под углом в 1 секунду. На пальцах этого не объяснишь. Воспользуемся рисунками.

Теперь все с парсеком стало ясно. Но для наглядности приведем еще один рисунок.

Диаметр футбольного мяча будет виден под углом в одну секунду с расстояния примерно 45 километров.  Вряд ли обычный мячик будет заметен с такого расстояния. Вот если бы он ярко светился, как звезда, тогда другое дело.

Итак, какова в результате получилась наша таблица расстояний? Она получилась следующей:

1 а.е. = 149 600 000 км

1 с.г. =  9 460 000 000 000 км

1 с.г. = 63 240 а.е.

1 пк = 206 265 а.е.

1 пк = 3,26 с.г. = 30 860 000 000 000 км.

Расстояния в космосе настолько велики, что астрономы не довольствуются парсеками, а чаще всего меряют кило- или мегапарсеками, то есть в тысячу или в миллион раз больше обычного, заурядного парсека.

Как далеко от Солнечной системы находятся другие звезды? Для примера возьмем объяснение К.Э. Циолковского по поводу возможного путешествия к Проксиме Центавра.

Проксима Центавра (от лат. proxima — ближайшая), Альфа Центавра C — звезда, красный карлик, относящаяся к звёздной системе Альфа Центавра, ближайшая к Солнцу звезда. Проксима Центавра расположена примерно в 4,24 светового года от Земли, что в 270 тысяч раз больше расстояния от Земли до Солнца. Если мы сядем в космический корабль и полетим к ней  со  скоростью 100 км/с,  то будем в пути дольше 12 000 лет. За это время в корабле должно смениться более 400 поколений. 

Проксима Центавра.

И тут мы плавно переходим от расстояний к скоростям.

Кто знает, какова скорость вращения Земли вокруг своей оси на экваторе? Самый популярный ответ: 24 часа. Это время, друзья, а не скорость. Прошу не путать. Скорость вращения более 1600 километров в час! Быстрее автомобиля, поезда и даже самолета вертится наша планета. А мы этого даже не замечаем.  А какова скорость движения Земли вокруг Солнца? Вы уже догадались, что ответ «год» будет неверным. Земля движется вокруг Солнца со скоростью более 100 000 километров в час, или примерно 30 километров в секунду. И какое же расстояние мы проходим за год по орбите вокруг Солнца? Давайте сами посчитаем, применив формулу длины окружности:

S = πd = (147 500 000 + 152 500 000) x 3,14 = 942 000 000 км.

За год мы верхом на матушке-Земле пролетаем 942 миллиона километров.

Итак, теперь мы о Земле знаем вот что:

экваториальная скорость вращения 1674,4 км/ч (465,1 м/с),

орбитальная скорость вращения 107 218 км/ч (29,783 км/c).

Это огромные скорости в нашем, человеческом, понимании. Но для космических объектов –  сущие пустяки. Потому что звезда по имени Солнце имеет вот что:

скорость вращения внешних видимых слоёв (на экваторе) 7284 км/ч,

скорость  (на орбите вокруг центра Галактики) ~2,2⋅10⁵ м/с (~ 220 км/с).

Наше Солнышко вращается не как твердое тело: на полюсах скорость вращения меньше, чем на экваторе. Отсюда запутанность линий магнитного поля и пятна на его поверхности. Но это уже совсем другая тема. Считается, что за время своего существования Солнце вместе с Солнечной системой облетело вокруг центра Галактики 20 раз. Но!.. С момента появления на Земле  человечества и до сегодняшних дней Солнце прошло 1/100 этого пути!

А теперь давайте подумаем, как ученые определяют расстояния до объектов во Вселенной. Нужно сказать, что это весьма нетривиальная задача, ведь звезда может быть большой и далеко или маленькой и близко. Астрономы приспособились получать необходимые сведения из спектров объектов.

Спектр – это интенсивность излучения объекта на определенной длине волны. Это довольно сложное физико-химическое понятие, но нам придется его усвоить, если мы хотим понять, как устроен наш мир. Подробнее о спектрах я расскажу как-нибудь в другой раз в специальной статье, а сейчас нам нужно вспомнить, что такое «эффект Доплера».

Представьте, что Вы опаздываете на электричку: бежите на станцию изо всех сил и слышите гудок локомотива. Вы, конечно же, сразу понимаете: электричка приближается к платформе или удаляется от нее. Как Вы это понимаете? По какому признаку? Да по тону сигнала! Если высота звукового сигнала нарастает – поезд приближается к наблюдателю, если высота сигнала падает, звук становится ниже, басовитее, значит, уже можно не торопиться – поезд ушел. Это и есть эффект Доплера. Суть эффекта заключается в следующем: если источник волн движется к наблюдателю, волны «сжимаются», частота растёт, длина волны уменьшается (звук — выше, свет — синее). Если удаляется — волны «растягиваются», частота падает, длина волны увеличивается  (звук — ниже, свет — краснее). Австрийский физик и астроном Кристиан Доплер, наблюдая звезды, открыл это явление в 1842 году. Но другие физики поначалу считали это все чепухой, выдумкой. Для проверки эффекта  голландец Христофор Баллот в 1845 году  посадил трубачей оркестра в открытый вагон поезда Утрехт-Амстердам. Музыканты, оставшиеся на платформе, слышали, что при приближении поезда (64 км/ч) звук трубы был выше, при удалении — ниже. Опыт стал первым экспериментальным подтверждением эффекта Доплера.

Вот как эффект Доплера можно выразить с помощью формулы: λ = λ₀(1+ʋ_r/c), гдеλ – это наблюдаемая длина волны, λ₀ – длина волны, испущенной источником излучения (иначе называемая лабораторной), ʋ_r — проекция скорости источника на луч зрения (лучевая скорость),с – скорость света в вакууме. Таким образом можно определить скорость исследуемого объекта.

Астрономы научились с помощью эффекта Доплера определять величину красного смещения (это термин, причем, очень важный)в спектрах звезд, галактик и других космических объектов, а отсюда их скорости и направления движения.

Для определения величины красного смещения астрономы ввели очень важную величину z. Ее можно выразить через длину волны: z = (λ — λ₀)/ λ₀ = Δλ/λ₀,где  λ – наблюдаемая длина волны, λ₀ –длина испущенной волны  (также называемая лабораторной), Δλ – их разность. Также величину красного смещения  z можно выразить через частоту колебания волн, которая, как известно, обратно пропорциональна длине волны: z = (ν — ν₀)/ν, где ν₀ – лабораторная частота, а ν – наблюдаемая. А вот как выглядит формула красного смещения для эффекта Доплера: z_D = v_r/c. Здесь v_r –лучевая скорость источника излучения, то есть нашего наблюдаемого объекта.  Если объект удаляется от наблюдателя, то z > 0, наблюдается красное смещение, если приближается, то z < 0, наблюдается синее смещение.

Но как же найти расстояние до космического объекта? Это оказалось сложнее, и для решения задачи применяется закон Хаббла. Он гласит, что все галактики и звезды удаляются от нас, и чем дальше от наблюдателя находится объект, тем с большей скоростью он удаляется. То есть скорость разбегания объектов пропорциональна расстоянию до них. Этот закон выражается формулой: v=HR, где v – скорость удаления (или приближения, если космической объект движется в сторону наблюдателя),H – постоянная Хаббла, R – расстояние до объекта.  Постоянная Хаббла в настоящее время принята равной 75 км/с•Мпк. 

Теперь попробуем выразить величину красного смещения  z, применив закон Хаббла:

z_c ≈ Hd/c.  Здесь c – скорость света в вакууме, z_c – космологическое красное смещение, H – уже известная нам постоянная Хаббла, d — собственное расстояние, примерно соответствующее расстоянию до места, где удалённый объект был бы в определённый момент космологического времени (эта величина постоянно меняется из-за расширения Вселенной).

Понятие «космологическое красное смещение» тоже можно отнести к категории расстояний. Им пользуются астрономы, изучающие Вселенную на больших масштабах: очень далекие галактики и скопления галактик, строение Вселенной в целом. По значению космологического красного смещения ученые понимают, на каком примерно расстоянии  от земного наблюдателя находится галактика. Например, когда один астроном говорит другому: «У этой галактики z= 7», другой астроном понимает, что галактика находится почти на краю Вселенной.

И еще пару слов скажу об использовании эффекта Доплера в повседневной жизни.

• Во-первых, на применении эффекта Доплера основана работа дорожных радаров, тех самых, с чьей помощью дорожная полиция определяет скорость автомобиля. Теперь вы знаете, кого нужно «благодарить», получая штрафы за превышение скорости.
• Во-вторых, работа навигационных систем GPS и ГЛОНАСС была бы невозможна без применения эффекта Доплера.
• В охранных сигнализациях он  используется для обнаружения движущихся объектов.
• Он применяется во множестве медицинских приборов ультразвуковой диагностики. 

И это еще далеко не полный перечень применения в быту эффекта Доплера. Таким образом, мы
доказали, что законы фундаментальной науки весьма успешно применяются в нашей жизни.