что такое звездный параллакс
Звездные параллаксы
До XVI в. ученые не особо стремились измерять расстояния до звезд, поскольку были уверены: абсолютно все светила — это что-то вроде украшения небесного купола, а так как Земля занимает центральное место во Вселенной, то звезды удалены от нее одинаково. К тому же путь до них слишком дальний— обычными приборами его не измеришь… Разумеется, подобные суждения были ошибочными, ив 1584 г. об этом впервые заявит итальянский ученый-философ Джордано Бруно (1548—1600). Из его труда «О бесконечности. Вселенной и мирах» люди наконец узнали о том, что никакого небесного купола не существует, космос не имеет ни конца ни края, а звезды — подобные Солнцу тела со своими системами планет, расположенные на разных расстояниях от Земли.
Идея объемного, трехмерного космического пространства не сразу нашла отклик в умах консервативных ученых, но все же подтолкнула их к размышлениям о том. как определить, насколько удалена от нас та или иная звезда. И физики, и астрономы бились над этой задачей вплоть до XIX в., но впустую.
В 1572 г. датский ученый Тихо Браге (1546—1601) впервые попытался определить путь от Земли до звезд методом параллакса— то есть зарисовать положение светила на небе в разное время, а затем измерить углы между этими позициями и позицией наблюдателя. Ученый исследовал таким образом 777 светил, но, очевидно, промахнулся с интервалом между замерами для каждой звезды и потому никаких параллаксов не обнаружил. Из этого он заключил: Земля неподвижна, а Коперник со своей гелиоцентрической системой явно что-то напутал. И вообще, разве могут звезды быть настолько далеки и настолько огромны?!
Между тем метод, использованный Браге, был очень эффективным. Если посмотреть на любой предмет сначала одним, а потом другим глазом, мы увидим, что наш объект находится немного в разных местах. Так же и со звездами. Но тут имеет смысл делать измерения раз в полгода — тогда получится, будто мы смотрим на звезду с противоположных сторон земного шара. Визуально светило значительно сместится на небосводе, так что мы сможем измерить угол между собой и двумя звездными положениями, идентичный тому углу, под которым со звезды виден весь диаметр земной орбиты. Чтобы узнать, под каким углом со светила видно радиус этой орбиты — то есть расстояние от нашей планеты до Солнца. — нужно разделить первый угол надвое, и получится тот самый параллакс. По нему вычислить расстояние до звезды уже не сложно, однако в XVI в. об этом попросту не знали…
Примерно через два столетия проблемой удаленности звезд занялся британский астроном Джеймс Брэдли (1692—1762). которому суждено было в будущем возглавить обсерваторию Гринвича. В качестве объекта наблюдений он выбрал звезду Гамма Дракона и целый год следил за ней. исправно зарисовывая смены ее расположения. В итоге оказалось, что звезда постоянно смещается влево-вправо на 20 секунд, однако эта цифра оказалась стишком большой для параллакса. Эксперимент не удался, зато Брэдли сделал вывод, что «неусидчивость» звезды вызвана наложением скорости, с которой распространяется ее свет, на скорость вращения Земли. А значит. Земля таки вертится вокруг Солнца.
Понадобилось еще 100 лет. чтобы усовершенствовать измерительные приборы, а затем повторить попытку. В конце 1830-х расстояния до звезд решили измерить одновременно трое ученых. Одним из них был русский геодезист и астроном Василий Струве (1793—1864). наблюдавший за самой яркой звездой созвездия Лиры — Вегой. Как и следовало. Струве зафиксировал положения Беги с промежутком в полгода и определил, что ее смещение составило четверть секунды, то есть радиус земной орбиты (дистанция между Землей и Солнцем) просматривается со светила под углом 0.125″, а параллакс равен десятимиллионной части окружности. По расчетам ученого, такой параллакс соответствовал расстоянию в 250 трлн км, или 26.5 светового года (1 световой год— путь, пройденный лучом света за год,— равен 9.5 трлн км). Это было громадное расстояние: обычный самолет преодолел бы его не менее чем за 40 млн лет (если бы. конечно, мог летать в космосе).
По примеру Струве немецкий астроном Фридрих Бессель проследил смещения 61-й звезды Лебедя, которая двигается по небосводу быстрее остальных светил. Чтобы определить параллакс звезды — 0,3 секунды — и расстояние до нее (около 11 световых лет), ученому пришлось провести около четырех сотен измерений. Но на этом он не остановился и измерил удаленность еще 50 000 звезд. Между тем в 1839 г. были обнародованы результаты работы шотландца Томаса Хендерсона. исследовавшего в Южной Африке самую близкую к экватору систему Альфа Центавра. Правда, величина найденного им параллакса (1,16 секунды) оказалась в 1.5 раза выше, чем на самом деле; да и вообще, дальнейшие измерения показали, что угол обзора радиуса земной орбиты со звезды не может превышать 1 секунды.
СОДЕРЖАНИЕ
Параллакс метод
В течение года отмечается положение звезды S по отношению к другим звездам в ее видимом окружении:
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:
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:
так что d = E-Sun / tan (½θ), где E-Sun равно 1 AU.
Чем дальше объект, тем меньше его параллакс.
Ранняя теория и попытки
19 и 20 века
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.
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.
Космическая астрометрия по параллаксу
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.
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.
Другой параллакс в астрономии
Звездный параллакс это видимое смещение положения любой ближайшей звезды (или другого объекта) на фоне далеких объектов. Создано разными орбитальные позиции Земли, чрезвычайно малое наблюдаемое смещение является наибольшим в интервалы времени примерно в шесть месяцев, когда Земля приближается к противоположным сторонам Солнца по своей орбите, что дает базовое расстояние около двух астрономические единицы между наблюдениями. В параллакс сам считается равным половине этого максимума, что примерно эквивалентно наблюдаемому сдвигу, который произошел бы из-за различного положения Земли и Солнца, базовой линии в один астрономическая единица (Австралия).
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 в 1838 г. для звезды 61 Лебедь, используя Fraunhofer гелиометр в Кенигсбергская обсерватория.
Содержание
Параллакс метод
В течение года отмечается положение звезды S относительно других звезд в ее видимом окружении:
Звезды, которые, казалось, не двигались относительно друг друга, используются как ориентиры для определения пути S.
Наблюдаемый путь представляет собой эллипс: проекцию орбиты Земли вокруг Солнца через точку S на удаленный 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:
Плоскость орбиты Земли расположена под углом к линии, идущей от Солнца через S. Вершины v и v ‘эллиптической проекции пути S являются проекциями положений Земли E и E’, так что линия E-E ‘пересекает линию Sun-S под прямым углом; треугольник, образованный точками E, E ’и S, является равнобедренным треугольником 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 явно неподвижному звездному окружению.
Расстояние d от Солнца к S теперь следует из простой тригонометрии:
так что d = E-Sun / tan (½θ), где E-Sun равно 1 AU.
Чем дальше объект находится, тем меньше его параллакс.
Ранняя теория и попытки
Звездный параллакс настолько мал, что его нельзя было наблюдать до XIX века, и его очевидное отсутствие использовалось в качестве научного аргумента против гелиоцентризм вовремя ранний современный век. Это ясно из Евклидс геометрия что эффект был бы необнаружимым, если бы звезды находились достаточно далеко, но по разным причинам такие гигантские расстояния казались совершенно неправдоподобными: это был один из Тихо Брагепринципиальные возражения против Коперниканский гелиоцентризм что для совместимости с отсутствием наблюдаемого звездного параллакса между орбитой Сатурна и восьмой сферой (неподвижными звездами) должна быть огромная и маловероятная пустота. [2]
Джеймс Брэдли впервые попытался измерить звездные параллаксы в 1729 году. Движение звезды оказалось слишком незначительным для его телескоп, но вместо этого он обнаружил аберрация света [3] и нутация оси Земли и занесены в каталог 3222 звезды.
19 и 20 века
Звездный параллакс чаще всего измеряется с помощью годовой параллакс, определяемый как разница в положении звезды при взгляде с Земли и Солнца, то есть угол между звездой и средним радиусом орбиты Земли вокруг Солнца. В парсек (3.26 световых лет) определяется как расстояние, для которого годовой параллакс равен 1угловая секунда. 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 выполнены Фридрих Бессель в 1838 году для звезды 61 Лебедь используя гелиометр. [4] [5]
Поскольку к концу XIX века было очень трудно измерить звездные параллаксы, было получено всего около 60 звездных параллаксов, в основном с помощью ниточный микрометр. Астрографы используя астрономические фотопластинки ускорили этот процесс в начале 20 века. Автоматизированные листоизмерительные машины [6] и более сложные компьютерные технологии 1960-х годов позволили более эффективно собирать звездные каталоги. В 1980-х годах устройства с зарядовой связью (ПЗС) заменили фотографические пластины и снизили оптическую погрешность до одной миллисекунды. [ нужна цитата ]
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, что теперь известно с высокой точностью, основанной на радар отражение от поверхностей планет. [7]
Углы, используемые в этих расчетах, очень малы, и поэтому их трудно измерить. Ближайшая к Солнцу звезда (а также звезда с наибольшим параллаксом), Проксима Центавра, имеет параллакс 0,7685 ± 0,0002 угловой секунды. [1] Этот угол примерно равен поданный объектом диаметром 2 сантиметра, находящимся на расстоянии 5,3 км.
Большой гелиометр был установлен в г. Обсерватория Каффнера (В Вене) в 1896 году и использовался для измерения расстояния до других звезд по тригонометрическому параллаксу. [8] К 1910 году он вычислил 16 параллаксных расстояний до других звезд из всего 108, известных науке в то время. [8]
Космическая астрометрия по параллаксу
В 1989 году спутник Hipparcos был запущен в первую очередь для получения параллаксов и правильные движения близких звезд, увеличивая количество звездных параллаксов, измеренных с точностью до миллисекунды, в тысячу раз. Тем не менее, Hipparcos может измерять углы параллакса только для звезд размером до 1600 световых лет на расстоянии чуть более одного процента диаметра 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. [10] Это дает большую точность Лестница космических расстояний и улучшает знания о расстояниях во Вселенной, основываясь на размерах орбиты Земли.
В Европейское космическое агентствос Миссия Gaia, запущенная 19 декабря 2013 года, как ожидается, будет измерять углы параллакса с точностью до 10 микрон.угловые секунды для всех умеренно ярких звезд, таким образом нанося на карту близлежащие звезды (и потенциально планеты) на расстоянии до десятков тысяч световых лет от Земли. [11] В выпуске данных 2 за 2018 год утверждается, что средние ошибки для параллаксов 15-й звездной величины и более ярких звезд составляют 20-40 микросекунд. [12]
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. [ нужна цитата ]
Другие 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.
Средние параллаксы и расстояния до большой группы звезд можно оценить по их лучевые скорости и правильные движения. Это известно как классический статистический параллакс. Движение звезд моделируется для статистического воспроизведения дисперсии скоростей на основе их расстояния. [13] [14]
Другой параллакс в астрономии
Другие варианты использования термина параллакс в астрономии, ни в одном из которых фактически не используется параллакс, являются фотометрический метод параллакса, спектроскопический параллакс, и динамический параллакс.
Звездный параллакс
Содержание
Метод параллакса [ править ]
В течение года отмечается положение звезды S относительно других звезд в ее видимом окружении:
Звезды, которые, казалось, не двигались относительно друг друга, используются как ориентиры 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:
Плоскость орбиты Земли расположена под углом к линии, идущей от Солнца через S. Вершины v и v ‘эллиптической проекции пути 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 ее, по-видимому, неподвижному звездному окружению.
Расстояние d от Солнца до S теперь следует из простой тригонометрии:
так что d = E-Sun / tan (½θ), где E-Sun равно 1 AU.
Чем дальше объект находится, тем меньше его параллакс.
Ранняя теория и попытки [ править ]
19 и 20 века [ править ]
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 высокой точностью на основе отражения радара от поверхностей планет. [7]
Большой гелиометр был установлен в обсерватории Каффнера (Вена) в 1896 году и использовался для измерения расстояний до других звезд по тригонометрическому параллаксу. [8] К 1910 году он вычислил 16 параллаксных расстояний до других звезд из общего числа 108, известных науке в то время. [8]
Космическая астрометрия для параллакса [ править ]
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. [10] Это придает большую точность лестнице космических расстояний и улучшает знания о расстояниях во Вселенной на основе размеров орбиты Земли.
Радиоастрометрия для параллакса [ править ]
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 сильно по сравнению с оптическим излучением. [ необходима цитата ]
Другие исходные данные [ править ]
Статистический параллакс [ править ]
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 пространстве обеспечивает более длинную базовую линию, которая увеличит 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. [13]