Как измеряется расстояние до звезд
Как определить расстояние до звёзд
Смотря на мерцающее ночное небо, нам кажется, что расстояние до звёзд не такое уж большое. А сами они малюсенькие точки во Вселенной. Однако это лишь видимость.
По правде говоря, маленькими светила не назовёшь, а дистанция между нами, как громадная пропасть. Кроме того, расстояние между самими звездами также неимоверно огромное. Разумеется, для нашего понимания, но не для космического пространства.
В древние времена люди считали, что все небесные тела одинаково удалены друг от друга. Но благодаря изучению космоса, со временем, взгляды изменились.
В чём измеряется расстояние между звездами
Действительно, интересно какими единицами астрономы измеряют расстояние до звезд?
На самом деле, расстояние до звезд, как и до любых других космических тел, измеряется не в привычных нам километрах, а в световых годах или парсеках.
Световой год подразумевает пройденное световым лучом расстояние за один год, при условии, что его скорость равна 300 тысяч км в секунду. Только представьте, один световой год соответствует 9,5 миллионам миллионов километров.
Применение метров и километров при определении дистанций между звездами и расстоянии от Земли до них, очень-очень сложно и проблематично.
Хотя часто степень удалённости астрономических объектов настолько велик, что использование световых лет также неудобно. Поэтому для сокращения используют такую единицу измерения как парсек. Он равняется 3,26 светового года.
Помимо этого, за единицу измерения могут использовать мегапарсек, который в один миллион раз больше обычного (то есть составляет 3 260 000 световых лет).
Летящая звезда
Методы и способы определения расстояния до звезд
Всегда и во всём человек ищет свойства, характеристики и отличительные черты. На сегодняшний день, мы способны рассчитать любой отрезок, применяя практические и теоретические приёмы.
А вот как определяют расстояние до звезд? Для этого чаще всего используют метод параллакса.
Параллакс — это изменение видимого положения объекта в отношении удалённого фона, которое напрямую зависит от положения наблюдателя.
В случае определения расстояния до звезд, наблюдение проводят с двух сторон от Солнца на протяжении 6 месяцев друг от друга. В результате полученное смещение светила даёт возможность оценивать дистанцию до него.
Если бы звёздное тело было бы удалено от нашей планеты на 3,26 световых года или на 1 парсек, то его параллакс составлял бы 1 секунду дуги. Но, наверное, к счастью, нет ни одного настолько близко расположенного звёздного тела к нам.
расстояние до звезды
Другие способы определения расстояния до звёзд
Конечно, существуют и другие подходы. Так, например, определить расстояние до звезд можно с помощью фотометрического метода. При нём измеряют освещённость, которая возникает одинаковыми по силе и мощности источниками. Именно полученное значение освещённости обратно пропорциональна квадратам до удалённости тел друг от друга.
Определение расстояний до звезд возможно методом анализа спектра объектов. Для этого проводится исследование химического состава и физических характеристик, а также изучение спектров тела.
Итак, мы узнали в каких единицах измеряется и как определяют расстояние до звёзд.
Как известно, Солнце является самой близкой к нам звездой. Поэтому часто путь к нему указывают в км (149,6 млн км), что в переводе на световые года равно 8,3 световой минуте.
Расстояние между звездами и планетами нашей Солнечной системы имеет внушительные показатели. Например, степень удалённости планеты Плутон от Земли равна приблизительно 5 световым часам, а следующее близлежащее к нам светило (Проксима Центавра) располагается на расстоянии 4,2 световых года.
Представляете, сколько уже известно и доступно для нас, а сколько ещё предстоит узнать про нашу Вселенную!
Проксима Центавра (одна из самых маленьких звёзд)
Как астрономы определяют расстояние до звезд и галактик
Расстояния до звезд измеряются триллионами километров и мы чисто физически не способны «дотянуться» до них чем-либо. Мы даже не можем послать до них световой сигнал, а потом засечь, сколько времени ему потребуется на путь туда и обратно. Так как же тогда астрономы измеряют расстояние до звезд и узнают, сколько световых лет займет путь до них?
В этом ученым помогает геометрия. Измерять расстояния до звезд и галактик астрономы научились еще в древней Греции. Для этого они использовали метод тригонометрического параллакса. Для этого сначала измеряем угол между поверхностью Земли и объектом, расстояние до которого нужно измерить. Затем отходим от точки измерения на значительное расстояние — чем больше, тем лучше, но так, чтобы объект не пропал из зоны видимости. Измеряем угол между поверхностью и объектом на новой точке.
В результате у нас получился равнобедренный треугольник, основание которого — расстояние между двумя точками, в которых мы проводили измерения. Нам известно основание и два угла, а значит можно найти и стороны треугольника — расстояние до звезды. Чтобы увеличить точность измерений, в качестве основания используют диаметр орбиты Земли. Для этого замеры делают на одной и той же точке земной поверхности, но с временной разницей в полгода.
Чтобы измерить расстояние до очень далеких объектов, используют метод стандартных свечей. Он основан на падении яркости звезд с увеличением расстояния до наблюдателя. Для этого ученые используют яркость некоторых звезд — стандартных свечей — параметры светимости которых хорошо известны из данных электромагнитных спектров. Пользуясь физическими законами, можно рассчитать, на какое расстояние от наблюдателя нужно удалить объект, чтобы его яркость упала до того уровня, который мы видим с Земли.
Расстояние между звездами
Немного истории
Выстраивая нашу лестницу к окраинам Вселенной, мы умалчивали о фундаменте, на котором она покоится. Между тем метод параллаксов дает расстояние не в эталонных метрах, а в астрономических единицах, то есть в радиусах земной орбиты, величину которой тоже удалось определить далеко не сразу. Так что оглянемся назад и спустимся по лестнице космических расстояний на Землю.
Вероятно, первым удаленность Солнца попытался определить Аристарх Самосский, предложивший гелиоцентрическую систему мира за полторы тысячи лет до Коперника. У него получилось, что Солнце находится в 20 раз дальше от нас, чем Луна. Эта оценка, как мы теперь знаем, заниженная в 20 раз, продержалась вплоть до эпохи Кеплера. Тот хотя сам и не измерил астрономическую единицу, но уже отметил, что Солнце должно быть гораздо дальше, чем считал Аристарх (а за ним и все остальные астрономы).
Первую более или менее приемлемую оценку расстояния от Земли до Солнца получили Жан Доминик Кассини и Жан Рише. В 1672 году, во время противостояния Марса, они измерили его положение на фоне звезд одновременно из Парижа (Кассини) и Кайенны (Рише). Расстояние от Франции до Французской Гвианы послужило базой параллактического треугольника, из которого они определили расстояние до Марса, а затем по уравнениям небесной механики вычислили астрономическую единицу, получив значение 140 миллионов километров.
На протяжении следующих двух веков главным инструментом для определения масштабов Солнечной системы стали прохождения Венеры по диску Солнца. Наблюдая их одновременно из разных точек земного шара, можно вычислить расстояние от Земли до Венеры, а отсюда и все остальные расстояния в Солнечной системе. В XVIII–XIX веках это явление наблюдалось четырежды: в 1761, 1769, 1874 и 1882 годах. Эти наблюдения стали одними из первых международных научных проектов. Снаряжались масштабные экспедиции (английской экспедицией 1769 года руководил знаменитый Джеймс Кук), создавались специальные наблюдательные станции… И если в конце XVIII века Россия лишь предоставила французским ученым возможность наблюдать прохождение со своей территории (из Тобольска), то в 1874 и 1882 годах российские ученые уже принимали активное участие в исследованиях. К сожалению, исключительная сложность наблюдений привела к значительному разнобою в оценках астрономической единицы – примерно от 147 до 153 миллионов километров. Более надежное значение – 149,5 миллиона километров – было получено только на рубеже XIX–XX веков по наблюдениям астероидов. И, наконец, нужно учитывать, что результаты всех этих измерений опирались на знание длины базы, в роли которой при измерении астрономической единицы выступал радиус Земли. Так что в конечном итоге фундамент лестницы космических расстояний был заложен геодезистами.
Только во второй половине XX века в распоряжении ученых появились принципиально новые способы определения космических расстояний – лазерная и радиолокация. Они позволили в сотни тысяч раз повысить точность измерений в Солнечной системе. Погрешность радиолокации для Марса и Венеры составляет несколько метров, а расстояние до уголковых отражателей, установленных на Луне, измеряется с точностью до сантиметров. Принятое же на сегодня значение астрономической единицы составляет 149 597 870 691 метр.
Как измеряется расстояние до звезд и что такое световой год?
Расстояния между звездами настолько велики, что измерять их километрами или милями – занятие с бесконечными нолями. Привычную систему измерений применяют для обозначения расстояний в одной системе. К примеру называют, что минимальное расстояние от Земли до Марса – 55,76 миллионов километров. Со звездами всё сложнее, и здесь обычно используют понятия светового года и парсека.
Астрономическая единица – принятая в астрономии единица измерения объектов Солнечной системы и ближайших к ней объектов Вселенной. Астрономическая единица равна 149 598 100 км (+-
750 км), что приблизительно равняется среднему расстоянию Земли от Солнца. Современные наблюдения зафиксировали постепенно увеличение значения на 15 см ежегодно, что объясняется, возможной потерей Солнцем массы, последствия солнечного ветра.
Световой год – расстояние, которое свет проходит за один год, в метрах это 9 460 730 472 580 800. На самом деле свет звезд, который мы видим в безоблачную ночь, шёл до нашей планеты многие столетия, а некоторые из них вообще больше не существуют.
Парсек, он же «параллакс угловой секунды» – это расстояние, с которого средний радиус орбиты Земли (перпендикулярный лучу зрения), виден под углом в одну секунду угловую. Если совсем просто, то парсек = 3,26 световым годам.
Интересно то, что в научно-популярной и фантастической литературе принято использовать понятие светового года, а парсеками обычно пользуются только в профессиональных трудах и исследованиях.
(Галактика UDFj-39546284 – самая далекая от Земли галактика (13,3 миллиардов световых лет от Земли), на снимке, сделанным телескопом Хаббл выглядит, как красная точка )
Ближайшая к нам звезда – это Альфа Центавра, которая находится от Земли на расстоянии в 4,37 световых лет. А вот до самой удалённой галактики (по состоянию на декабрь 2012 года) от Земли целых 13,3 миллиардов световых лет!. Получается, когда солнце этой самой галактики (известной под индексом UDFj-39546284) потухнет, человечество об этом узнает еще не скоро.
Расстояния в цифрах
Методы исследования расстояний между звездами?
Метод лазерной локации и радиолокации
Эти два современных метода служат для определения точного расстояния до объекта в пределах Солнечной системы. Он производится следующим образом. При помощи мощного радиопередатчика посылается направленный радиосигнал в сторону предмета наблюдения. После чего тело отбивает полученный сигнал и возвращает на Землю. Время, потраченное сигналом на преодоление пути, определяет расстояние до объекта. Точность радиолокации – всего несколько километров. В случае с лазерной локацией, вместо радиосигнала лазером посылается световой луч, который позволяет аналогичными расчетами определить расстояние до объекта. Точность лазерной локации достигается вплоть до долей сантиметра.
Метод тригонометрического параллакса
Наиболее простым методом измерения расстояния до удаленных космических объектов является метод тригонометрического параллакса. Он основывается на школьной геометрии и состоит в следующем. Проведем отрезок (базис) между двумя точками на земной поверхности. Выберем на небосводе объект, расстояние до которого мы намерены измерить, и определим его как вершину получившегося треугольника. Далее измеряем углы между базисом и прямыми, проведенными от выбранных точек до тела на небосводе. А зная сторону и два прилежащих к ней угла треугольника, можно найти и все другие его элементы.
Величина выбранного базиса определяет точность измерения. Ведь если звезда расположена на очень большом расстоянии от нас, то измеряемые углы будут почти перпендикулярны базису и погрешность в их измерении может значительно повлиять на точность посчитанного расстояния до объекта. Поэтому следует выбирать в качестве базиса максимально отдаленные точки на Земле. Изначально в роли базиса выступал радиус Земли. То есть наблюдатели располагались в разных точках земного шара и измеряли упомянутые углы, а угол, расположенный напротив базиса назывался горизонтальным параллаксом. Однако позже в качестве базиса стали брать большее расстояние – средний радиус орбиты Земли (астрономическая единица), что позволило измерять расстояние до более отдаленных объектов. В таком случае, угол, лежащий напротив базиса, называется годичным параллаксом.
Данный метод не очень практичен для исследований с Земли по той причине, что из-за помех земной атмосферы, определить годичный параллакс объектов, расположенных более чем на расстоянии в 100 парсек – не удается.
Однако в 1989 год Европейским космическим агентством был запущен космический телескоп Hipparcos, который позволил определить звезды на расстоянии до 1000 парсек. В результате полученных данных ученые смогли составить трехмерную карту распределения этих звезд вокруг Солнца. В 2013 году ЕКА запустило следующий спутник – Gaia, точность измерения которого в 100 раз лучше, что позволяет наблюдать все звезды Млечного Пути. Если бы человеческие глаза обладали точностью телескопа Gaia, то мы имели бы возможность видеть диаметр человеческого волоса с расстояния 2 000 км.
Метод стандартных свечей
Для определения расстояний до звезд в других галактиках и расстояний до самих этих галактик используется метод стандартных свечей. Как известно, чем дальше от наблюдателя расположен источник света, тем более тусклым он кажется наблюдателю. Т.е. освещенность лампочки на расстоянии 2 м будет в 4 раза меньше, чем на расстоянии 1 метр. Это и есть принцип, по которому измеряется расстояние до объектов методом стандартных свечей. Таким образом, проводя аналогию между лампочкой и звездой, можно сравнивать расстояния до источников света с известными мощностями.
В качестве стандартных свечей в астрономии выступают объекты, светимость (аналог мощности источника) которых известна. Это может быть любого рода звезда. Для определения ее светимости астрономы измеряют температуру поверхности, опираясь на частоту ее электромагнитного излучения. После чего, зная температуру, позволяющую определить спектральный класс звезды, выясняют ее светимость при помощи диаграммы Герцшпрунга-Рассела. Затем, имея значения светимости и измерив, яркость (видимую величину) звезды, можно посчитать расстояние до нее. Такая стандартная свеча позволяет получить общее представление о расстоянии до галактики, в которой она находится.
Однако данный метод достаточно трудоемкий и не отличается высокой точностью. Поэтому астрономам удобнее использовать в качестве стандартных свечей космические тела с уникальными особенностями, для которых светимость известна изначально.
Красные смещения
Самый “дальнобойный” способ. Измеряя красные смещения, можно определить расстояния до самых дальних уголков Вселенной.
Все мы знаем обычный спектр солнечного света, который выглядит как обыкновенная радуга: цвета идут от красного к синему. У каждого химического элемента есть свой спектр излучения в виде таких линий. И для каждого из них записано расположение этих линий. Измеряя спектры различных звезд, где присутствуют самые разные элементы, удается увидеть, что их линии как бы сдвигаются к красной стороне спектра. То есть длина волны увеличивается, а это влечет за собой снижение энергии. Поэтому способ и назван «красным смещением».
Эдвину Хабблу, в честь которого назван известный космический телескоп, удалось из этого сложить общую картину и показать, сопоставив спектры галактик с расстояниями до них, что скорость удаления галактики пропорциональна расстоянию до нее.
Образование космологического красного смещения можно представить так: рассмотрим свет – электромагнитную волну, идущую от далёкой галактики. В то время как свет летит через космос, пространство расширяется. Вместе с ним расширяется и волна. Соответственно, изменяется и длина волны. Если за время полёта света пространство расширилось в два раза, то и длина волны увеличивается в два раза.
Тот же Хаббл благодаря красному смещению доказал расширение Вселенной. Поэтому чем больше человечество ждет с межзвездными перелетами, тем дальше придется лететь в будущем.
Астрономы из Великобритании разработали очень простую и остроумную методику для измерения расстояний между звездами и Землей, позволяющую определять дистанцию до нашей планеты для любой звезды Млечного Пути при помощи ее «двойника», обладающего идентичными размерами и спектром.
Британские астрономы создали новую методику измерения расстояний в космосе, которая позволяет очень точно вычислять дистанцию от Земли до далеких от нас звезды при помощи ее «двойника», обладающего идентичными размерами и спектром, говорится в статье, опубликованной в журнале Monthly Notices of the Royal Astronomical Society.
«Наша идея очень проста, удивительно, что до нее никто не додумался раньше. Чем дальше от нас расположена звезда, тем более тусклой она будет нам казаться на ночном небе. Если эта звезда и какое-то другое светило обладают абсолютно идентичным спектром, то тогда мы можем использовать разницу в яркости между ними для вычисления расстояния до одной из них, зная дистанцию до другой звезды», – объясняет Джофре Пфайль (Jofre Pfeil) из Кембриджского университета.
Как объясняют Пфайль и его коллеги, сегодня астрономы вычисляют расстояние до далеких от нас светил при помощи так называемого параллакса – того, насколько интересующая их звезда смещается относительно расположенных за ней объектов по мере того, как Земля вращается вокруг Солнца и движется по орбите.
Подобная методика очень точна, однако она работает только для относительно близких к нам светил, расположенных на расстоянии примерно в 1-2 тысячи световых лет от Земли. По этой причине астрономы знают точное расстояние только для 100 тысяч из 100 миллиардов звезд Млечного Пути.
Измерение расстояний до более далеких светил возможно, однако все существующие методики, по мнению Пфайля, опираются на различные статистические модели и допущения о температуре звезды или ее химическом составе, что может вносить существенные искажения в замеры.
Пытаясь уменьшить эти возможные погрешности и разбросы в значениях, группа Пфайля натолкнулась на революционную и при этом простую идею – находить спектральных «двойников» звезд из числа тех, параллакс которых был точно измерен, и измерять расстояние до них по разнице в их яркости.
Ученые проверили работоспособность своей методики на 175 парах светил с идентичным спектром, одно из которых было расположено на большом расстоянии от Земли, а второе – в пределах 1-2 тысяч световых лет. Вычисленные расстояния до более далеких «двойников» почти полностью совпали с результатами других методик, что подтвердило возможность использования этой техники для определения дистанций до далеких светил.
В ближайшее время Пфайль и его коллеги планируют составить каталог пар звезд-двойников, а также попытаются вычислить точные размеры Галактики, от одного ее края и до противоположной стороны.
Расстояние до звезд
Расстояние до звезд и галактик обычно измеряется в световых годах или парсеках. Здесь используется световой год расстояние, которое луч света проходит за один год, двигаясь со скоростью 300 000 км в секунду. Один световой год равен 9,5 миллионам миллионов километров.
Расстояние до ближайших звезд можно измерить методом параллакса. Он позволяет определить точное положение звезды на фоне более отдаленных звезд. Смещение звезды при наблюдении с двух точек (по обе стороны Солнца на расстоянии 6 месяцев друг от друга) позволяет определить расстояние до звезды; смещение параллакса наибольшее у самой близкой звезды. Параллакс звезды, находящейся на расстоянии 3,26 световых года, составит 1 секунду дуги; это расстояние называется парсеком (параллакс в 1 секунду дуги). Однако ни одна звезда не расположена так близко. Самая близкая к нам звезда, Проксима Центавра, имеет параллакс 0,77 секунды дуги, что составляет расстояние в 4,2 световых года.
Поскольку величины параллаксов очень малы, с помощью телескопов, расположенных на Земле, можно измерить только расстояние до ближайших звезд. А вот спутник, названный Гиппарх, из космоса точно определил параллаксы более чем 100 000 звезд.
Для звезд, которые настолько удалены, что их параллакс не может измерить даже спутник, астрономы используют косвенный метод, который заключается в определении истинной яркости звезд по особенностям их спектра; затем видимую звездную величину сравнивают с истинной яркостью и определяют, как далеко от нас находится звезда. Этот метод может приводить к значительным ошибкам, но до появления спутника Гиппарх это был единственный метод, позволяющий определить расстояние до большинства звезд.
Откуда нам известно расстояние до звезд и как их измеряют
Мы знаем, что ближе всех звезд к Земле находится Солнце. Если говорить об объектах за пределами Солнечной системы, то на первом месте по приближенности среди звезд стоит Проксима Центавра и система Альфа Центавра. Но как мы это узнали?
Первые люди не особо интересовались звездами, так как считали космическое пространство статичным куполом, где небесные светила намертво прикреплены над Землей. Но затем древние мудрецы догадались, что мир намного сложнее, чем казалось изначально.
Например, астроном из Древней Греции Аристарх Самосский в III веке до н.э. постарался определить удаленность Солнца. Он посчитал, что звезда должна располагаться в 20 раз дальше Луны (современный показатель в 20 раз больше). Более современные цифры предоставил астроном Жак Доминик Кассини в 1672 году, использовав момент противостояния Марса (140 млн. км).
Визуализация метода параллакса
Долгое время ученым приходилось пользоваться движением Венеры, чтобы понять параметры Солнечной системы. Так возникли крупные международные проекты, где ученые со всего мира объединяли наблюдения и выводили дистанции к космическим объектам. Но как же исследователи измеряют эти расстояния?
Самым простым и первым методом стал параллакс (триангуляция). Вы можете не знать о нем, но постоянно наблюдаете эффект в обычной жизни. Вспомните, как ехали в машине, поезде или маршрутке. Вы могли заметить, с какой быстрой скоростью мелькают приближенные предметы (вроде столбов и людей) на фоне более удаленных (горы, облака и т.д.). Вывод простой: параллактическое смещение для близких объектов намного значительнее и примечательнее.
Параллакс рассчитывается в виде уравнения. Вам потребуется база (измерение двух углов и одного расстояния) и знания по тригонометрии, чтобы вычислить длину одного из катетов в прямоугольном треугольнике. Чем длиннее база, тем более весомыми станут параллактические смещения и углы.
При переходе из одного конца базы в другой меняется видимое направление на точку. Сдвиг объекта на фоне далеких небесных тел называют параллактическим смещением. Что земной наблюдатель возьмет в качестве базы? Это диаметр земной орбиты вокруг Солнца.
Сложнее всего было применить параллакс к более удаленным звездам. Прорыв случился лишь в XIX веке, когда угломерные приборы стали достаточно точными. Удача улыбнулась Василию Струве, который в 1837 году впервые опубликовал значение параллакса звезды Вега – 0.12 угловой секунды. Дальше последовали наблюдения от Фридриха Бесселя для звезды 61 Лебедя – 0.3’’.
Расстояния в методе параллакса для других звезд стали измерять в парсеках (1 парсек = 3.26 световых года). Это стартовая точка отсчета, где именно с такого расстояния радиус орбиты нашей планеты просматривается под углом в 1 секунду. Если хотите вычислить дистанцию к звезде в парсеках, то используйте простую формулу, в которой 1 делится на звездный параллакс в секундах.
Метод прекрасно срабатывает, если измеряете дистанции не дальше 100 парсек (метод параллакса сталкивается с барьером в виде земной атмосферы). Но ведь Вселенная бесконечна. Как увидеть более далекие объекты? Здесь выручают фотометрические методы, появившиеся с развитием фотографии, и переменные звезды (цефеиды). Первой добиться успеха удалось астроному Генриетте Левитт. Она изучала звездный блеск на фотометрических пластинках, используя цефеиды на территории Малого Магелланова Облака. Ей удалось понять, что с яркостью звезды увеличивается и период колебания блеска.
Благодаря яркости и видимости цефеид можно отследить объекты рядом с ними. Если вспомнить о связи периодичности и яркости, то в виде цефеид получим полезный инструмент для расчетов масштабов Вселенной.
Но измерить дистанцию к ближайшей цефеиде сложно, так как она отдалена на 130 парсек. Поэтому возникла схема «лестницы расстояния», где промежуточным этапом стали рассеянные скопления звезд, где звездные объекты характеризуются общим временем формирования. Составление графика с показателем температуры и яркости привел к выведению линии главной последовательности. Все звезды в скоплении отдалены от Земли почти на единую дистанцию, поэтому их видимый блеск позволил вычислить меру светимости.
Нужно было определить точную дистанцию хотя бы к одному скоплению, чтобы сделать «подгонку главной последовательности». В этом помогли Плеяды и Гиады. После этого уже провели лестницу к ближайшим цефеидам.
Плеяды – открытое скопление, вмещающее 3000 звезд и удаленное на 400 световых лет (120 парсеков). Среди имен: Семь Сестер, NGC 1432/35 и M45.
Точность измерения повышается, если вы наблюдаете за звездами не с Земли, а хотя бы на орбите. Поэтому в 1989 году стартовал спутник Hipparcos, с помощью которого умели представить астрономический каталог из 120 звезд с годичными параллаксами.
Если хотите продвинуться еще дальше, то не обойтись без красного смещения. Возникновению метода обязаны астроному Весто Слайферу, который при исследовании галактических спектров заметил, что многие линии смещены в красную сторону по отношению к наблюдателю. Далее за развитие темы взялся Эдвин Хаббл, который вывел постоянную Хаббла и понял, что галактики удаляются (скорость удаления пропорциональна дистанции к галактике), а Вселенная расширяется.
В современном мире именно метод красного смещения позволяет определить дистанции к далеким галактикам. Конечно, не будем забывать о том, что сейчас ученые располагают более продвинутыми технологиями наблюдения и спутниками на орбите, так что дистанции к звездам все время уточняются. Например, последняя миссия Gaia должна точно измерить параллакс, собственную и радиальную скорость для 1 млрд. звезд.