Звездный параллакс - Stellar parallax

Звездный параллакс является основой для парсека , который представляет собой расстояние от Солнца до астрономического объекта , имеющего угол параллакса в одну угловую секунду . (1 AU и 1 парсек не в масштабе, 1 парсек = ~ 206265 AU)

Звездный параллакс - это видимое смещение положения любой ближайшей звезды (или другого объекта) на фоне далеких объектов. Созданный различными орбитальными положениями Земли , чрезвычайно малое наблюдаемое смещение является самым большим в интервалы времени около шести месяцев, когда Земля приближается к противоположным сторонам Солнца по своей орбите, что дает базовое расстояние около двух астрономических единиц между наблюдениями. Параллакса сам по себе считается половина этого максимума, примерно эквивалентен сдвигом наблюдений , что будет происходить из - за различные положения Земли и Солнце, базовый одной астрономической единицы (АС).

Звездный параллакс настолько трудно обнаружить, что его существование было предметом многочисленных споров в астрономии на протяжении сотен лет. Фридрих Бессель провел первое успешное измерение параллакса звезды 61 Лебедя в 1838 году с помощью гелиометра Фраунгофера в Кенигсбергской обсерватории .

Параллакс метод

В течение года отмечается положение звезды S по отношению к другим звездам в ее видимом окружении:

Звездное движение параллакса.png

Звезды, которые, казалось, не двигались относительно друг друга, используются в качестве ориентиров для определения пути S.

Наблюдаемый путь представляет собой эллипс: проекцию орбиты Земли вокруг Солнца через точку S на далекий фон неподвижных звезд. Чем дальше S удаляется от оси орбиты Земли, тем больше эксцентриситет траектории S. Центр эллипса соответствует точке, в которой S будет видна с Солнца:

Звездный параллакс. Прямой угол наблюдения.png

Плоскость орбиты Земли находится под углом к ​​линии, идущей от Солнца через S. Вершины v и v 'эллиптической проекции траектории S являются проекциями положений Земли E и E', так что линия EE 'пересекает линия Солнце-С под прямым углом; Треугольник, образованный точками E, E 'и S, представляет собой равнобедренный треугольник с линией Солнце-S в качестве оси симметрии.

Любые звезды, которые не двигались между наблюдениями, для точности измерения находятся бесконечно далеко. Это означает, что расстояние движения Земли по сравнению с расстоянием до этих бесконечно далеких звезд в пределах точности измерения равно 0. Таким образом, луч зрения от первого положения Земли E до вершины v будет практически таким же. как луч обзора от второй позиции Земли E 'к той же вершине v и, следовательно, будет проходить параллельно ей, что невозможно убедительно изобразить на изображении ограниченного размера:

Поскольку прямая E'-v 'является трансверсалью в той же (приблизительно евклидовой) плоскости, что и параллельные прямые Ev и E'-v, из этого следует, что соответствующие углы пересечения этих параллельных прямых с этой трансверсалью совпадают: угол θ между линии зрения Ev и E'-v 'равны углу θ между E'-v и E'-v', который представляет собой угол θ между наблюдаемыми положениями S по отношению к его, по-видимому, неподвижному звездному окружению.

Расстояние d от Солнца до S теперь следует из простой тригонометрии:

       загар (½θ) = E-Sun / d,

так что d = E-Sun / tan (½θ), где E-Sun равно 1 AU.

Чем дальше объект, тем меньше его параллакс.

Измерения звездного параллакса даются в крошечных единицах угловых секунд или даже в тысячных долях угловых секунд (миллисекундах). Единицы измерения расстояния парсек определяются как длина ноги в виде прямоугольного треугольника , примыкающего к углу одной угловой секунды в одной вершине , где другая нога 1 AU долго. Поскольку звездные параллаксы и расстояния связаны с такими тонкими прямоугольными треугольниками , можно использовать удобное тригонометрическое приближение для преобразования параллаксов (в угловых секундах) в расстояние (в парсеках). Приблизительное расстояние - это просто величина, обратная параллаксу: например, Проксима Центавра (ближайшая к Земле звезда, кроме Солнца), чей параллакс составляет 0,7685, находится на расстоянии 1 / 0,7685 парсека = 1,301 парсека (4,24 св. Лет).

Ранняя теория и попытки

Гелиометр Доллонда конца 1700-х годов

Звездный параллакс настолько мал, что его нельзя было наблюдать до XIX века, а его очевидное отсутствие использовалось в качестве научного аргумента против гелиоцентризма в раннем Новом времени . Как видно из Евклида «s геометрии , что эффект был бы обнаружить , если звезды были достаточно далеко, но по разным причинам, такие гигантские расстояния , казалось совершенно неправдоподобны: это был один из Tycho Брага » главных возражений s к Копернику гелиоцентризма , что для чтобы быть совместимым с отсутствием наблюдаемого звездного параллакса, между орбитой Сатурна и восьмой сферой (неподвижными звездами) должна быть огромная и маловероятная пустота.

Джеймс Брэдли впервые попытался измерить звездные параллаксы в 1729 году. Движение звезд оказалось слишком незначительным для его телескопа , но вместо этого он обнаружил аберрацию света и нутацию земной оси и каталогизировал 3222 звезды.

19 и 20 века

Гелиометр Бесселя
Разделенная линза гелиометра Бамберга (конец 19 века)

Звездный параллакс чаще всего измеряется с использованием годового параллакса , определяемого как разница в положении звезды при взгляде с Земли и Солнца, то есть угол между звездой и средним радиусом орбиты Земли вокруг Солнца. Парсеке (3,26 световых лет ) определяется как расстояние , для которых годовой параллакс равен 1  угловой секунды . Годовой параллакс обычно измеряется путем наблюдения за положением звезды в разное время года, когда Земля движется по своей орбите. Измерение годового параллакса было первым надежным способом определения расстояний до ближайших звезд. Первые успешные измерения звездного параллакса были сделаны Фридрихом Бесселем в 1838 году для звезды 61 Лебедя с помощью гелиометра .

К концу XIX века было получено всего около 60 звездных параллаксов, поскольку их очень трудно измерить, в основном с помощью ниточного микрометра . Астрографы с использованием астрономических фотопластинок ускорили этот процесс в начале 20 века. Автоматизированные измерительные машины для пластин и более сложные компьютерные технологии 1960-х годов позволили более эффективно составлять звездные каталоги . В 1980-х годах устройства с зарядовой связью (ПЗС) заменили фотографические пластинки и снизили оптическую погрешность до одной миллисекунды дуги.

Звездный параллакс остается стандартом для калибровки других методов измерения (см. Лестница космических расстояний ). Для точных расчетов расстояния на основе звездного параллакса требуется измерение расстояния от Земли до Солнца, которое теперь известно с исключительной точностью на основе отражения радара от поверхностей планет.

Углы, используемые в этих расчетах, очень малы, и поэтому их трудно измерить. Ближайшая к Солнцу звезда (а также звезда с самым большим параллаксом) Проксима Центавра имеет параллакс 0,7685 ± 0,0002 угловой секунды. Этот угол приблизительно , что образуемый объект 2 сантиметров в диаметре , расположенных 5,3 км.

Большой гелиометр был установлен в обсерватории Каффнера (Вена) в 1896 году и использовался для измерения расстояний до других звезд по тригонометрическому параллаксу. К 1910 году он вычислил 16 параллаксных расстояний до других звезд из всего 108, известных науке в то время.

Схема гелиометра из Британской энциклопедии 1911 года , представляющая собой вид на разделенную линзу гелиометра.

Космическая астрометрия по параллаксу

Точное измерение звездного расстояния Хабблом было расширено в 10 раз дальше Млечного Пути .

В 1989 году спутник Hipparcos был запущен в первую очередь для получения параллаксов и собственных движений ближайших звезд, что в тысячу раз увеличило количество звездных параллаксов, измеренных с точностью до миллисекунды. Тем не менее, Hipparcos может измерять углы параллакса только для звезд на расстоянии до 1600 световых лет , что составляет немногим более одного процента диаметра Галактики Млечный Путь .

Телескоп Хаббла WFC3 теперь имеет точность от 20 до 40 микросекунд, что позволяет надежно измерять расстояние до 3066 парсек (10 000 световых лет) для небольшого числа звезд. Это придает большую точность космической лестнице расстояний и улучшает знание расстояний во Вселенной на основе размеров орбиты Земли.

По мере увеличения расстояния между двумя точками наблюдения визуальный эффект параллакса также становится более заметным. NASA «s New Horizons космический корабль совершил первый межзвездный измерения параллакса на 22 апреля 2010, принимая образы Проксима Центавра и Волк 359 в сочетании с наземных обсерваторий. Относительная близость двух звезд в сочетании с расстоянием 6,5 миллиардов километров космического корабля от Земли дала заметный параллакс в угловые минуты, что позволило увидеть параллакс визуально без использования приборов.

Параллакс Проксимы Центавра, наблюдаемый с New Horizons и Земли.

Европейское космическое агентство «s Gaia миссия , начатая 19 декабря 2013, как ожидается , для измерения параллакса углов с точностью до 10 микро угловых секунд для всех умеренно ярких звезд, таким образом , отображение ближайших звезд (и потенциально планета) на расстояние десятков тысяч световых лет от Земли. В выпуске данных 2 за 2018 год утверждается, что средние ошибки для параллаксов 15-й величины и более ярких звезд составляют 20-40 микросекунд.

Радиоастрометрия для параллакса

Интерферометрия с очень длинной базой в радиодиапазоне может давать изображения с угловым разрешением около 1 миллисекунды, и, следовательно, для ярких радиоисточников точность измерений параллакса, сделанных в радио, может легко превзойти точность оптических телескопов, таких как Gaia. Эти измерения имеют тенденцию быть ограниченными по чувствительности и должны выполняться по одному, поэтому работа обычно выполняется только для таких источников, как пульсары и рентгеновские двойные системы, где радиоизлучение является сильным по сравнению с оптическим излучением.

Прочие исходные данные

Статистический параллакс

Два связанных метода позволяют определять средние расстояния до звезд путем моделирования движения звезд. Оба называются статистическими параллаксами, или отдельные, называемые вековыми параллаксами и классическими статистическими параллаксами.

Движение Солнца в космосе обеспечивает более длинную базовую линию, которая увеличивает точность измерений параллакса, известного как вековой параллакс. Для звезд в диске Млечного Пути это соответствует средней базовой линии 4 а.е. в год, тогда как для звезд с гало базовая линия составляет 40 а.е. в год. Через несколько десятилетий базовая линия может быть на несколько порядков больше, чем базовая линия Земля – Солнце, используемая для традиционного параллакса. Однако вековой параллакс вносит более высокий уровень неопределенности, поскольку относительная скорость других звезд является дополнительной неизвестной. Применительно к выборкам из нескольких звезд неопределенность может быть уменьшена; точность обратно пропорциональна квадратному корню из размера выборки.

Средние параллаксы и расстояния до большой группы звезд можно оценить по их лучевым скоростям и собственным движениям . Это известно как классический статистический параллакс. Движение звезд моделируется для статистического воспроизведения дисперсии скоростей в зависимости от расстояния до них.

Другой параллакс в астрономии

Другие применения термина параллакс в астрономии, в которых фактически не используется параллакс, - это метод фотометрического параллакса , спектроскопический параллакс и динамический параллакс .

Смотрите также

использованная литература

дальнейшее чтение

  • Дайсон, FW (1915). «Измерение расстояний до звезд». Обсерватория . 38 : 292. Bibcode : 1915Obs .... 38..292D .