Определение расстояний в космосе. Или инструкция экипажу звездолета после случайного гиперпрыжка

Давайте представим себе банальную (из книг и фильмов, конечно же) ситуацию: звездолет совершает гиперпрыжок и... оказывается неизвестно где. - Главный компьютер (или ИИ) на момент гиперпрыжка необратимо вышел из строя. Может закоротило его, может уронили случайно - неважно, но гипердвигатель корабля остался цел и невредим. Как следствие, экипаж не может совершить обратный прыжок по той же траектории - высшие функции электронного супермозга повреждены.

Запасы топлива на борту крайне ограничены, поэтому возможность прыгать абы куда исключена, - нужен точный расчет расстояний. Воды, еды и воздуха тоже не предусмотрено на долгое пребывание в космосе. И хорошо бы, если не допрыгнуть до Земли, то как можно скорее найти какую-нибудь землеподобную планету. - Типичная история про затерянных во Вселенной.

На борту имеются бортовые телескопы, да некоторые астрономические приборы, функционирующие независимо от ИИ. Ну и впавшие в растерянность, оставшись без смартфона центрального компьютера команда звездолета с пассажирами.
Дадим "потеряшкам" из будущего несколько "цу", как с примитивной техникой почти 21-го века, которая осталась у них в распоряжении, можно рассчитать дистанции прыжков.

24 фото

Способов (или приемов) измерения расстояний в космосе существует несколько десятков (на сегодняшний день, конечно). "Мелкомасштабные", являются основой для других, "крупномасштабных", одни контролируют или являются дополнениями для других. При этом все они так или иначе взаимосвязаны. Приемы есть как довольно простые, так и достаточно трудоемкие.
Поэтому не все они подходят экипажам "потеряшек".

Однако, попробуем что-то посоветовать команде и пассажирам из доступных методов. Даже если на борту у них нет программиста, чтобы написать пару скриптов для нехитрых компьютеров телескопов, и астронома, наверняка найдется какой-нибудь инженер-механик гиперустановок, способный на телефоне возводить в степень.

Итак, корабль может оказаться в любой точке Вселенной, а народу нужна планета. Хорошо бы Земля, но рассчитывать на это особо не приходится.
Планеты обращаются вокруг звезд, звезды находятся в галактиках. - Для начала неплохо бы выглянуть в иллюминаторы - может быть, совсем недалеко висит какая-нибудь звезда? Или видно нечто подобное, свидетельствующее, о том, что звездолет находится в галактике?


Нет? Вокруг только черный космос и крошечные силуэты этих самых галактик, даже звезд нет? - Ожидаемо. - Они вывалились в межгалактическое пространство.

Расположение (в масштабе) галактик в нашей Местной группе. Попасть в какое-либо из звездных скоплений, а не в пустоту между ними, было бы затруднительно.

Ну что ж, будем работать с тем, что есть. - Пусть в телескопы внимательно осмотрят все видимые галактики на предмет разрешаются ли они на отдельные звезды. Нет? - Значит даже телескопы будущего не "пробивает" на такие расстояния и звездолет, вполне вероятно, попал в какой-нибудь из войдов, - обширную область пустоты между галактическими нитями, в которых отсутствуют галактики. Средний радиус этих пустот может достигать 50 млн. парсек (1 парсек - 3,2 световых года).

Тонкий срез (толщиной 16 млн. парсек) на модели крупномасштабной структуры Вселенной, состоящей из галактических нитей и войдов, разделяющих их. Места пересечений нитей состоят из сверхскоплений галактик (до нескольких тысяч галактик в сверхскоплении.)

Ситуация пугающая, но не смертельная.
Экипажу нужно как-то уже собраться и заняться делом, если не хотят вечно болтаться в космосе в виде куска льда.
Нужна самая ближайшая галактика, топлива то на борту немного.

Команде понадобится помощь ещё и всех пассажиров. - Пусть не надеются там отлежаться в камерах анабиоза, их нет на борту. Ну нету, - так получилось. Зато новый генератор есть, че уж, со старым то генератором - это не жизнь..

Определение величины красного смещения.
Измеряемые дистанции - до 4,3 млрд. парсек.

Это наилучший индикатор дальних расстояний.
Для начала надо воспользоваться телескопом со спектрографом и снять спектры всех галактик. Спектр галактик складывается из излучения всех составляющих её объектов.

Спектр - распределение интенсивности электромагнитного излучения по частотам или по длинам волн, - это индивидуальный почерк не только звезд, но и галактик и двух одинаковых спектров не встречается. Даже если звезды или галактики на первый взгляд кажутся абсолютно идентичными, достаточно получить их спектры, чтобы сразу определить кто есть кто. Так что без спектрографа в космос лучше не выходить.

Для определения расстояний по величине красного смещения понадобятся самые простейшие вычисления.

Суть метода:
Каждый химический элемент образуют в спектре галактик (как и в спектре отдельных звезд, туманностей и т.п.) собственные многочисленные спектральные линии. Каждый атом и ион (атом с оторванными или присоединенными электронами) излучает (или поглощает) строго на определенной длине волны, соответствующей переходам электронов между разными электронными уровнями. Например, одна из спектральных линий водорода Hα (при переходе электрона в атоме водорода с 3-го на 2-й уровень) при любых обстоятельствах, в любом месте Вселенной имеет длину волны 656,3 нм (видимый диапазон).

Но поскольку далекие источники света, такие как галактики, удаляются от наблюдателя, ибо у нас тут происходит глобальное расширение Вселенной, причем, с ускорением, - то чем дальше галактики друг от друга и от наблюдателя, тем быстрее они и удаляются. На спектрах галактик это явление разбегания кто куда, фиксируется в виде смещения спектральных линий элементов в длинноволновую область. Это и есть красное смещение.

Важный момент - подобных линий в спектре может быть очень много (и самих элементов много, и у каждого элемента может быть до нескольких сотен присущих только им линий). При красном смещении все они "съезжают" в спектре синхронно. То есть, нет такого, что линия натрия уехала на 3 нанометра, а гелия на 4.

Пример: какой-то элемент в лабораторных условиях имеет линию поглощения на длине волны 500 нм (дважды ионизированный (2 электрона оторвано) кислород). Нетрудно посчитать, что красное смещение Z у далекой галактики будет равно 0,028.

Теперь на практике, что делать. Капитан, прильнув к окуляру телескопа, видит что-то вроде этого (на фото). - Космос с какой-то эллиптической (пусть помечают, что не спиральная) галактикой в центре.

Спектрограф выплевывает бумажку со спектром той же самой галактики в видимом и ИК-диапазонах. Прибор облегчил народу жизнь и сам определил на спектре линии отдельных элементов. - Видите куда уехала линия Hα в спектре, - аж на 754,57 нм? А лабораторное значение - 656,3 нм.

Теперь делим 754,57 на 656,3, вычитаем единицу - и получаем Z.
На фото - спектр галактики с 2,5-метрового телескопа обсерватории Апачи-Пойнт.

Второй пилот пусть пока раздаст стопки спектров народу.
Надеюсь там кто-нибудь помнит лабораторные длины волн излучения хотя бы водорода, как самого распространенного элемента. Теперь пусть садятся вычислять Z для всех галактик, с которых сняли спектры.

Очевидно, что надо искать спектр и галактику с минимальным значением Z.
(А можно ли как-то найти Млечный Путь? - Если на борту был с самого начала спектр Млечного Пути, можно заняться его сравнением с полученными, - чем черт не шутит, может и опознают...)

Теперь, когда для галактик вычислили их красные смещения, то легко определить расстояние до них.
Надо использовать для этого закон Хаббла (закон всеобщего разбегания галактик, описывает расширение Вселенной.)

Очень простая формула этого закона, как видите.

При определении расстояний по красному смещению для галактик на больших расстояниях (~ 1,7 млрд. парсек)
с Z > 0,5, зависимость принимает несколько более сложный вид.
Формула на этот случай есть (это если опознали Млечный Путь где-нибудь в 2-х млрд. парсек), да топлива не хватит. Будут организовывать колонию в другой галактике. Угу.

Помимо спектроскопического способа, существуют фотометрические методы определения расстояний. Все они основаны на фотометрическом законе обратных квадратов: освещенности, создаваемые одинаковыми по мощности источниками света, обратно пропорциональны квадратам расстояний до них: Е\Ео = ro^2\r^2
То есть, если с 1-го метра лампочка создает освещенность как 100 ваттная, то с расстояния 2-х метров это уже будет 25-ти ваттная, с 3-х - 11 ваттная и т.д. - всё просто.

В астрофизике понятие освещенности играет большую роль, так как фактически только эта величина и может быть измерена в результате наблюдений. А мерой освещенности, создаваемой каким-либо небесным телом, с точки зрения наблюдателя, служит видимая звёздная величина (m) (это не физический размер, а яркостный).

Но зачастую планеты видятся нам гораздо ярче звезд, а звезды представляются гораздо ярче какой-нибудь галактики у черта на куличках, о существовании которой без "Хаббла" вообще бы никто не подозревал.
Для того, чтобы определить истинную яркость, вернее светимость объектов, все их мысленно отодвигают на расстояние 10 парсек. И получают их абсолютную звёздную величину (M).

Абсолютная звездная величина – это количественная характеристика самого объекта, его общей светимости (полного количества энергии, которое он выделяет по всем направлениям в единицу времени) и от расстояния до него обе никак не зависят (в отличие от видимой звездной величины.)

А теперь, как ни крути, придется начертить пару формул, ибо экипажу хошь-не хошь, а вычислять расстояния надо.
Разность между видимой (m) и абсолютной (M) звездными величинами равна десятичному логарифму расстояния до объекта R в парсеках:
m - M = 5lg R - 5

Какой-нибудь занудный внимательный и пытливый пассажир спросит, как из обещанной простой как валенок формулы обратных квадратов полезли какие-то логарифмы?

Дело уходит во II-й век до н.э.
Тогда древнегреческий астроном и математик Гиппарх, сидючи на своем острове Родос, этой жемчужине Средиземноморья, омываемой теплым Эгейским морем, периодически прикладываясь к амфоре с молодым вином, купаясь и загорая, наслаждаясь системой «все включено»... э-ээм, это не то. В общем, он вдруг взял и решил поделить видимые глазом звезды на 6 величин. В принципе, задумка неплохая, надо же как-то было упорядочить разнокалиберные светила.

Самым ярким звездам Гиппарх присвоил первую звездную величину, а самым тусклым, едва видимым глазом, – шестую, остальные равномерно распределил по промежуточным величинам. Причем, от градации к градации блеск звезд изменялся на одну и ту же величину. Казалось бы, все логично.

Однако, как выяснилось намного позже, связь такой гиппарховской шкалы с реальными физическими величинами ни разу не линейная, а очень даже логарифмическая. Такое несоответствие получилось потому, что Гиппарх не знал об эмпирическом психофизиологическом законе Вебера – Фехнера. А как гласит последний: сила ощущения яркости человеческим глазом пропорциональна логарифму интенсивности источника света.

(Для примера: если в люстре последовательно зажигается 1, 2, 4, 8, 16 одинаковых лампочек, то нам кажется, что освещенность в комнате все время увеличивается на одну и ту же величину. То есть, количество включаемых лампочек должно увеличиваться в одинаковое число раз (в примере вдвое), чтобы нам казалось, что прирост яркости постоянен.)

Но у Гиппарха не было люстры с лампочками и про закон Вебера – Фехнера ему тоже никто не сказал, поэтому до середины 19 века астрономы пользовались его шкалой и не морочились с логарифмами.

Но в 19 веке, с изобретением фотометров стало понятно, что со шкалой Гиппарха что-то совсем не то и так далеко не уедешь. И вот английский астроном Норман Погсон, основываясь на результатах наблюдений уже с фотометром, усовершенствует шкалу звездных величин.
Он выясняет, что звезда 1-й величины в 100 раз ярче звезды 6-й величины. Получается, что световой поток от звезд 1-й величины в 2,512 раз больше, чем от звезд 2-й величины, в 2,512^2 раза больше, чем от звезд 3-й величины, и т. д.

И Погсон выводит свою формулу, которая показывает, что освещенности Е2 и Е1, создаваемые двумя объектами со звездными величинами m1 и m2, связаны соотношением:

lg (E1\E2) = 0,4(m2 - m1)
Эта формула определяет разницу звёздных величин, а не сами величины. Для определения самих величин астрономы приняли блеск Веги (α Лиры), как нулевой 0m, и теперь с новой шкалой смело идут по жизни и по сей день.

Дальше, подставив в формулу Погсона формулу закона обратных квадратов и помня про 10 парсек, приходим к:
m - M = 5lg R - 5

То бишь, зная видимую и абсолютную звездные величины объекта, нетрудно вычислить расстояние до него:
R=10^(0,2(m-M)+1) - и это основная формула фотометрических расстояний!
(m) измеряется бортовыми приборами, а (М) - предстоит все время искать.

Ну, и для примера:
Видимые (с Земли), а также абсолютные (характеризующие светимость) звездные величины некоторых объектов. Чем ярче объект, тем меньше его звёздная величина. Объекты ярче Веги имеют отрицательную величину.
Размеры объектов на картинке соответствуют звездным величинам, а не реальным диаметрам!

И вернемся к определению расстояний до галактик. Все-таки погрешности в вычислениях расстояний имеют место быть, поэтому воспользуемся ещё одним. Совместим спектроскопический и фотометрические методы и найдем расстояние до галактики по:
Зависимости Талли — Фишера для спиральных и линзовидных галактик.
(Соотношение Фабер — Джексона - аналог для эллиптических.)
Измеряемые расстояния - сотни миллионов парсек.

Один из наиболее мощных внегалактических методов измерения расстояний. Основан на следующей закономерности: чем больше собственная светимость галактики, то есть, чем она массивнее и больше, тем быстрее она вращается.

Для оценки расстояний понадобятся:
1. Видимые звездные величины (m) галактик (измерить фотометром, фотоумножителем там каким-нибудь, что есть на борту).
2. Скорости вращения галактик.

Когда галактика видна с ребра или под значительным наклоном, половина ее вещества из-за вращения приближается, а половина - удаляется. Это приводит к расширению спектральных линий химических элементов, вследствие эффекта Доплера (ширина линий где-то около нанометра, в среднем по больнице. Доплеровское уширение может на два порядка превосходить естественную ширину спектральной линии.)

Линию какого химического элемента взять? - да атомарного водорода, конечно же, как самого распространенного элемента в составе галактик. Доля нейтрального водорода в галактиках может достигать десятков процентов, а исследовать его можно только по излучению в линии 21 см.
Это радиодиапазон, поэтому даем радисту партийное задание проанализировать уширение этой водородной линии, на основании чего можно будет судить о скорости вращения галактики.

Последняя связана со светимостью или абсолютной звездной величиной (М), которую экипаж и пытается определить, нехитрой зависимостью, отображенной на графике.

Далее вычисляем расстояние по основной формуле фотометрических расстояний.

(При этом, пусть продолжают вычислять Z. Вдруг повезет и Z будет отрицательным, - они обнаружат синее смещение.
Галактики с синим смещением не удаляются, а приближаются к наблюдателю. И все они соответственно, находятся сравнительно недалеко. (Все немногочисленные галактики с синим смещением относятся к нашей Местной группе гравитационно-связанных галактик, во главе с галактикой Андромеды. Сила гравитации в этом случае превалирует над расширением Вселенной.)

Если бортовой спектрограф команда пропила в каком-то космопорту вышел из строя и не подлежит ремонту (ну, мало ли чего в космосе приключается, да? Прыжок вот этот, аварийный..), придется использовать только фотометрические методы.

Используют при этом так называемые "стандартные свечи", - объекты в космосе, светимость которых известна.
В том случае, если звездолет попал не в войд и галактики в телескоп разрешаются на отдельные объекты или звезды, - дело за малым.

Стандартные свечи.
1. Сверхновые типа Ia.
Измеряемые расстояния до ~ 1 млрд. парсек.

Сверхновыми типа Ia являются термоядерные взрывы белых карликов, расположенных в двойных системах.
Белые карлики - это очень плотные и горячие звезды, массами до 1,44 солнечных и радиусами, сопоставимыми с радиусом Земли. Кислородно-углеродные остатки красных гигантов, сбросивших оболочку и бывших некогда звездой, наподобие Солнца.

Находясь в двойных системах, белые карлики активно воруют вещество у своего компаньона, что естественно приводит к увеличению их массы. Однако, достигнув предела стабильности массы белых карликов, так называемого предела Чандрасекара (1,44 солнечных), белый карлик начинает коллапсировать и сжатие инициирует взрывное ядерное превращение углерода, приводящее к полному разрушению звезды.

Белый карлик перетягивает материю с компаньона. Картинка.

Отличный и точный способ измерения расстояний, т.к. такие сверхновые Ia всегда производят одинаковое количество световой энергии на пике своей оптической светимости. (Они излучает на пике примерно 10^38 мегаватт, полное излучение Солнца всего 3,8*10^20 мегаватт.)

НО!! - Не совсем подходит "потеряшкам". Ожидать взрыва сверхновой в отдельной галактике можно до морковкина заговенья. В крупных галактиках сверхновые взрываются с частотой раз в 30-70 лет, в мелких и того реже. Примерно треть из них относятся к типу Ia. Последний взрыв сверхновой такого типа в Млечном Пути можно было наблюдать приблизительно 113 лет назад.
Ну, хотя, - а вдруг повезет?..

Сверхновая 1987A в галактике Большое Магелланово Облако.
Вверху слева - фотография области, где вспыхнула сверхновая, полученная задолго до вспышки. Звезда, которая вскоре взорвется, отмечена стрелкой.
Вверху справа - фотография той же области неба, когда сверхновая была около максимума блеска.
Внизу - сверхновая спустя 12 лет после вспышки.

2. Цефеиды.
Измеряемые расстояния до ~ 30 млн. парсек.
Цефеиды — это довольно редкий тип звезд (в Млечном Пути их всего около 1 000 штук), яркость которых периодически меняется во времени, вследствие стабильной пульсации атмосферы. Эти переменные звезды-сверхгиганты и гиганты (их радиусы - 60-70 солнечных) спектральных классов F-G (желтые и бело-желтые), обладают громадной светимостью и хорошо видны в соседних галактиках.

(Название происходит от первой открытой такой звезды, δ Цефея. Самым известным (и ближайшим к Земле) представителем этого класса звезд является Полярная звезда, пульсирующая с периодом примерно в 4 дня и при этом меняющая яркость примерно на 10–15%.)

Изменение блеска цефеиды V1 в галактике Андромеда. Одна из цефеид, благодаря которой Эдвин Хаббл впервые доказал что туманность Андромеды на самом деле является отдельной галактикой.

У цефеид имеется четкая зависимость между периодом пульсаций (P) (в днях) и светимостью M:
(M) = -2,78lg P - 1,35
Периоды колебаний от 1 до 146 суток, причем более яркие цефеиды имеют и больший период. (Ну да, придется запастись терпением и урезать рацион. Стюардессе выдать парализатор на случай возмущения пассажиров.)

Таким образом, наблюдая цефеиду в какой-нибудь галактике, можно узнать период ее пульсаций и наблюдаемую звездную величину. По периоду (в днях) можно посчитать абсолютную звездную величину, а зная абсолютную и наблюдаемую звездные величины, можно посчитать расстояние.

Расположение переменных цефеид разных периодов в спиральной галактике NGC 5584 в 21,8 млн. парсек, красное смещение Z - 0,005525
Фото "Хаббла" в УФ, видимом и ИК-диапазонах.

3. Ярчайшие звезды галактики - голубые сверхгиганты (или при их отсутствии - красные гиганты) высших классов светимости.
Измеряемые расстояния - до ~ 10 млн. парсек.

(Обнаружены в нескольких сотнях спиральных и неправильных галактик в радиусе до 10 млн. парсек от Млечного Пути. Имеют приблизительно одинаковую абсолютную звёздную величину.)

Ярчайшие голубые гипергиганты Галактики:
WR 102ka - светимость - 3,2 млн светимостей Солнца. Претендентка на место самой яркой звезды в галактике Млечный Путь. Абсолютная звездная величина М -11,5.
AFGL 2298 в созвездии Орла, близко к плоскости Галактики. М -11,25.
Эта (η) Киля — двойная звезда-гипергигант, совокупная М -12,0.

Ярчайшие красные гипергиганты Галактики:
UY Щита, абсолютная звездная величина М -8,95.
VY Большого Пса, абсолютная звездная величина М -8,75.

Сверх- и гипергиганты (в основном голубые, есть и красный) скопления R136 в Большом Магеллановом Облаке, 50 килопарсек (163 тыс. св. года).
Фото "Хаббла" в видимом диапазоне.

Теперь, определив каким-либо из (или несколькими сразу) способами ближайшую галактику, команда делает первый прыжок. Будем надеяться, что у них все получилось и корабль не угодил ей в центральную черную дыру.

Галактики содержат десятки и сотни миллиардов звезд. Диаметры галактик могут составлять десятки килопарсек. Как теперь выбрать подходящую звезду и как определить расстояние до этой подходящей звезды?

Подходящая звезда.
Команде корабля и пассажирам в конечном итоге нужна планета. А звезды-гиганты - голубые, белые, желтые, красные (наши Альнитак (ζ Ориона), Денеб, Полярная, Бетельгейзе) - это юные звезды, у которых планетные системы не сформировались. И не сформируются - век жизни таких звезд недолог и в конце их короткой жизни (от одного до нескольких десятков миллионов лет) их ждет превращение в нейтронную звезду или черную дыру. Если даже там и сформировался протопланетный диск, его мигом сдует взрывом сверхновой, которой, как правило, заканчивают свою жизнь массивные звезды.

Легкие, но пожилые оранжевые и красные гиганты (Арктур, Солнце в будущем) тоже плохой вариант, - это уже проэволюционировавшие звезды, которые вот-вот сбросят оболочку, а это малоприятное для планетной системы событие.

Красные карлики - тоже все плохо, они холодные и страдают частыми и мощными вспышками жесткой радиации.
Белые карлики - это вообще трупы звезд.

Запутались? - достаем из несгораемого сейфа кэпа диаграмму Герцшпрунга–Рассела, которая связывает воедино размеры, спектральные классы, температуры, цвета и светимости звезд.

Чтобы представить общую физическую картину и перестать путаться в этих карликах-гигантах, цветах и спектральных классах, два хороших человека - Эйнар Герцшпрунг и Генри Рассел изобразили все звезды на двумерной диаграмме, получившей их имена. Диаграмма Герцшпрунга–Рассела (или диаграмма цвет — звёздная величина, спектр — светимость) - это считай, как таблица Менделеева в химии, этакая альфа и омега астрономии.

Солнце, звезда спектрального класса G2, с температурой около 6000 K и с единичной светимостью, располагается почти посередине этой диаграммы на Главной последовательности (на диаграмме хорошо выделяются эти группы - Главная последовательность, гиганты, белые карлики.)

Диаграмма Герцшпрунга–Рассела

Оказывается, все эти звездные параметры можно увидеть на ее спектре и соответственно, оценить расстояние до нее.
Понадобится спектрограф и если команда его где-то прое.. профукала, придется паять и клепать прибор на коленке. По другому никак. Но он не сложный, вообще то.

Вот спектр какой-то звезды. (Оптические спектры в цвете делают только для красоты, обычно же это черно-белые изображения или просто графики.) Что тут могут разобрать экипаж и пассажиры нашего затерянного звездолета?


Спектральный класс звезды или поверхностную температуру.
Она обозначается от горячего конца к холодному буквами OBAFGKM (каждый класс дополнительно делят на десять подклассов). Температуры атмосфер у голубых (класс О) звезд - около 60 000 К, у красных (М) - около 2 000 К.

На спектре попался класс К7 - оранжевая прохладная звезда, уже ближе к красным, холодным.

Определить к какому спектральному классу принадлежит звезда можно по форме кривой - это ее распределение энергии по спектру.
У холодных красных звезд класса М - максимум излучения будет в инфракрасной области, у горячих класса О - максимум уходит в ультрафиолет. У нашего родного класса G - хорошо заметный горб в зелено-голубой области, Солнце класса G2 и в максимуме излучает на длине волны около 500 нм (5 000 ангстрем.)

Размер звезды
То есть, гигант звезда или карлик. Размер напрямую связан со светимостью, а она в свою очередь - с абсолютной звездной величиной.

Тоже легко и непринужденно определяется по уширению линий определенных химических элементов в спектре. Только тут имеем не доплеровское уширение, как в случае с вращающимися галактиками, а штарковское.

Дело тут в поверхностной гравитации звезды.
Чем меньше звезда, тем соответственно выше давление в ее атмосфере и тем больше уровень гравитации на поверхности. Чем выше гравитация - тем выше плотность вещества звезды и тем больше атомы пинаются и толкаются своими электрическими полями, мешая друг другу излучать на строго определенной длине волны. Это как пытаться донести стакан до рта, когда тебя постоянно толкают под руку - половину до рта донесешь, половину расплещешь вокруг. Это и есть штарковское уширение спектральных линий.

У звезд-гигантов атмосфера наоборот разрежена, уровень гравитации на поверхности невысок, поэтому в разреженной атмосфере гиганта каждый атом летает свободно, редко встречая соседей. Излучать друг другу они не мешают, так что спектральные линии гигантов очень тонкие и резкие.

И этот способ определения размера звезды или ее светимости, или ее абсолютной звездной величины с последующим расчетом расстояния до звезды - называется методом спектрального параллакса.
Измеряемые расстояния до ~ 10 тыс. парсек.

Спектры звезд карликов и гигантов различаются шириной спектральных линий

Итак, второй пилот опять раздает народу стопки теперь уже звездных спектров. Спектры со слишком широкими (белые карлики) и слишком узкими (гипергиганты) спектральными линиями отбрасываем, оставляя все промежуточное.

Допустим, определили по форме кривой, что звезда бело-желтая, класса где-то F5-F7 с температурой вокруг 6 000-6 500. Дальше смотрим диаграмму Герцшпрунга–Рассела и видим, что на этом спектральном классе могут сидеть (для примера) вполне себе культурный Процион (α Малого Пса) с массой 1,5 солнечных и возрастом 1,7 млрд. лет и нехороший переменный сверхгигант Полярная, которой в свои 60 млн. лет уже пора накрываться простыней и ползти в сторону кладбища.

Теперь по ширине спектральных линий в их спектрах определяем кто из них гигант, а кто карлик и смело выбираем Процион. Тут же по диаграмме видим, что его светимость где-то 7,7, а значит абсолютная звездная величина +2,68. Видимую величину меряем фотометром, далее все по накатанной.

Ну и совет космонавтам при конечном выборе, - выбирать звезду одинарную и поближе. Во-первых, погрешность в вычислении расстояния будет меньше. Во-вторых, орбиты планет у двойных звезд, как правило, нестабильны.
В-третьих, нужно иметь в виду, что каменистых планет у звезды может и не быть и придется прыгать к другой звезде. Или солнечная система окажется уже занята.

Подходящая планета
Второй прыжок - и корабль оказывается у выбранной звезды. Где искать подходящую каменистую планету? - Вот на мой взгляд, когда ты оказываешься у звезды, которую в первый раз в глаза видишь, отыскать по-быстрому, где у нее маленькие каменные планеты - задача прямо скажем, нетривиальная. Без каких-либо чудо-гравитационных детекторов из будущего, сравнительно быстро можно обнаружить только планеты-гиганты. С землеподобными придется повозиться и понадеяться на удачу.

Ну, попробую подсказать пассажирам и экипажу, страждущим уже наконец поваляться на фиолетовой травке, да помыться по-людски в речке, где же их искать.

Абсолютно не лишне для начала определить общую плоскость вращения солнечной системы.

Как правило, звезда и планеты формируются в ходе единого процесса. - Изначальное газо-пылевое протозвездное облако начинает коллапс под действием гравитации, тут же закручивается наподобие слива воды в ванной, уплотняется, увеличивая угловую скорость вращения и в конце концов сплющивается, превращаясь в диск. - Молодая звезда и протопланеты вращаются в единой экваториальной плоскости.

В дальнейшем орбиты планет, конечно, отклоняются от этой плоскости, зачастую довольно сильно, но в общем и целом планеты находяться где-то в плоскости гелиоэкватора звезды (как самого массивного тела системы.)
Понаблюдав за звездой, ну самое элементарное - за движением солнечных пятен, вспышек, корональных дыр, нетрудно определить ось ее вращения и соответственно, ее гелиоэкватор.

Углы наклона орбит планет в Солнечной системе

Далее, определяем зону обитаемости или зону "Златовласки", конечно же.
Границы обитаемой зоны - это такое расстояние от звезды, когда на планете вода может существовать в жидком состоянии.

Считается, что в нашей Солнечной системе обитаемая зона находится на расстоянии от 0,75 до 1,37 астрономических единиц от Солнца. Центр зоны "Златовласки" вычисляется просто - это корень квадратный из светимости звезды:

R(а.е.) ~ √L, расстояние получается в астрономических единицах.



Ну, а дальше - расположить звездолет в экваториальной плоскости системы и садиться за телескопы. Можно просто "прочесывать" пространство, а можно поймать прохождение планет по диску звезды, или перемещаясь самим, "ловить" смещение близких планет относительно далеких звезд.

Ну и радисту с радиолокатором быть наготове. - Методом радиолокации вообще проще пареной репы определяются расстояния до обнаруженных планет.
Капитану только останется упаковать спектрограф в три слоя пупырки, запереть его в сейф и можно выдвигаться к планете.
Пожелаем им удачи в поиске и мягкой посадки.

Всё!

А изначально поставить точку возврата в навигаторе не судьба ? Я всегда так делаю, когда перемещаюсь по неизвестным лесам местам.
Кто-нибудь пытался вкурить написанное ?

А сдругой стороны, делать гиперпрыгающий звездолёт без троекратного, как минимум, дублирования критических систем - это каг бэ... Ну, глупо, что ли?

телепорт на базу нужен. остальное все чот в миллионах парсеков это хуета