|
| | Небесные координаты | Характеристики звёзд | Среди звёзд | Созвездия | Карты и каталоги | |
|
|
Годичный параллакс и расстояние до звёздМысли о том, что звёзды – это далёкие солнца, высказывались ещё в глубокой древности. Однако долгое время оставалось неясным, как далеко они находятся от Земли. Ещё Аристотель понимал, что если Земля движется, то, наблюдая положение какой-либо звезды из двух диаметрально противоположных точек земной орбиты, можно заметить, что направление на звезду изменится. Это кажущееся (параллактическое) смещение звезды будет служить мерой расстояния до неё: чем оно больше, тем ближе к нам расположена звезда. Но не только самому Аристотелю, но даже значительнее позднее Копернику не удалось обнаружить это смещение. Он хорошо понимал, что обнаружение такого смещения будет служить доказательством обращения Земли вокруг Солнца и подтверждением гелиоцентрической системы мира. Но в те времена точность измерений была слишком низкой для того, чтобы обнаружить параллактическое смещение звёзд. Коперник смог лишь сделать вывод, что звёзды находятся от нас по крайней мере в 1000 раз дальше, чем Солнце.
Только в конце первой половины XIX в., когда телескопы были оборудованы приспособлениями для точных угловых измерений, удалось измерить, такое смещение у ближайших звёзд.
Расстояние до звезды D, выраженное в тех же единицах, что и длина AO полуоси орбиты Земли задается формулой:
Так как длина AO равна среднему расстоянию от Земли до Солнца (1 а.е.), то в астрономических единицах:
Параллакс звезды всегда ничтожно мал (меньше 1''), поэтому можно использовать формулу для малых углов:
Так как Зная соотношение между световым годом и астрономической единицей (1св.год – 63 240 а.е.), можно выразить полученное расстояние в световых годах:
В 1837 г. Впервые были осуществлены надёжные измерения годичного параллакса. Русский астроном Василий Яковлевич Струве (1793-1864) провёл эти измерения для ярчайшей звезды Северного полушария Веги (α Лиры). Почти одновременно в других странах определили параллаксы ещё двух звёзд, одной из которых была α Центавра. Эта звезда, которая с территории России не видна, оказалась ближайшей к нам. Даже у неё годичный параллакс составил всего 0,75''. Под таким углом невооружённому глазу видна проволочка толщиной 1 мм с расстояния 280 м. Поэтому неудивительно, что столь малые угловые смещения так долго не могли заметить. Расстояние до ближайшей звезды., параллакс которой р = 0,75'', составляет
Единицами для измерения столь значительных расстояний являются парсек и световой год.
Чем меньше параллакс, тем дальше находится звезда. Если, например, p =0.1'', то расстояние до звезды в десять раз больше, чем при p = 1'', т.е. расстояние, выраженное в парсеках, равно обратной величине годичного параллакса, выраженного в секундах дуги. Например, поскольку параллакс α Центавра равен 0,75'', расстояние до неё равно 1,3 парсека. Для выражения очень больших расстояний обычно используют килопарсеки: 1 кпк = 103пк и мегапарсеки: 1 Мпк = 106 пк.
К настоящему времени с помощью специального спутника «Гиппаркос» измерены годичные параллаксы более 118 тыс. звёзд с точностью 0,001''. Таким образом, теперь измерением годичного параллакса можно надёжно определить расстояние до звёзд, удалённых от нас на 1000 пк, или 3000 св. лет. Современные телескопы позволяют наблюдать наиболее яркие звёзды даже в других галактиках. Но определить расстояние до далёких звёзд методом тригонометрического параллакса нельзя – слишком малы их параллактические смещения. Расстояния до таких звёзд определяются другими методами. Например, если известна светимость звезды (L) и ее звездная величина (m), расстояние в астрономических единицах вычисляется по формуле:
|
||||||||||
, где p выражено в радианах.
, получаем: 
, где p'' – параллакс в секундах дуги.
