6
8
расстоянию между Землей и Солнцем, примерно в
63 тыс. раз меньше светового года.
Наконец, часто используется в астрономии такая:
единица расстояния, как парсек (1 пс). По определе-
нию; это такое расстояние, с которого виден под углом
в 1" отрезок, перпендикулярный лучу зрения, равный
радиусу земной орбиты (т. е. 1 а. е.). 1 пс в 206265 раз ;
больше 1 а. е. и составляет 3,08-10 18 см, или 3,26 ев/
года. В парсеках удобно измерять расстояния до звезд.*
Во : внегалактической астрономии используются едини-»
цы, производные от парсека: килопарсек (1 кпе^'
= 1000 пс) и мегапарсек (1 Мпс=1000 кпс). Так, рас-
стояние до туманности Андромеды составляет 690 кпс =
=*0,69 Мпс.
Расстояние до этой галактики измерено достаточно-
точно, чего, к сожалению, нельзя сказать о расстоя-
ниях до 1 основной массы изучаемых галактик. Опреде- :
ление расстояний до галактик и в настоящее время
представляет собой сложную проблему, и существую- 1
щие методы часто не дают необходимой точности, при-
водя к оценкам, различающимся подчас в 1,5—2 раза.'
Точнее всего расстояния определяются для близких^
галактик, т. е. для таких, в которых можно различить
отдельные объекты — яркие звезды, цефеиды, облака*
горячего газа, звездные скопления. В таких случаях
расстояния оцениваются путем сравнения этих объект
тов с такими же объектами, расстояние до которых из-'
вестно, например в нашей Галактике.
Для далеких галактик, в которых не видны отдель-
ные объекты (а таких галактик абсолютное большин-
ство), сравнительно легко и точно можно найти относи-
тельное расстояние, т. е. узнать, во сколько раз одна
галактика дальше от нас, чем другая. Этот метод опре-
деления расстояний связан с самым грандиозным про-
цессом, происходящим в природе, — с расширением Всё-
ленной 1 . Теоретически предсказанный советским физи-'
ком А. А. Фридманом этот процесс был обнаружен в
30-х годах нашего века Э. Хабблом, после того как тот
проанализировал спектры галактик с целью узнать, с
1 Под расширением Вселенной понимают непрерывное увеличе-.
ние лишь средних расстояний между далекими галактиками. Ни-
какого увеличения расстояния не происходит, если близкие друг
к другу галактики образуют пары, группы или скопления, fc ко-
торых они удерживаются вместе силами взаимного притя-жёния.
9
какими скоростями они движутся. Измерение длин
волн линий в спектре источника с помощью так назы-
ваемого эффекта Доплера позволяет узнать, прибли-
жается или удаляется от нас источник света.
Хаббл обнаружил, что спектры большинства галак-
тик указывают на «красное смещение» линий \ т. е. сме-
щение в сторону красного конца спектра, которое го-
ворит об удалении галактик от нас. Величиной красно-
го смещения называют относительное изменение длин
волн излучения, т. е. дробь г=ДАДо, равную отноше-
нию лучевой скорости к скорости света v/c. Хаббл об-
наружил, что величина красного смещения галактик
в среднем пропорциональна расстоянию до галактик.