Paralaxa stelară anuală

Paralaxa anuală a unei stele este o schimbare în coordonatele unei stele , cauzată de o schimbare a poziției observatorului din cauza mișcării orbitale a Pământului în jurul Soarelui. Este dovada mișcării Pământului în jurul Soarelui și principala metodă de măsurare a distanțelor până la stele . Valoarea paralaxei anuale a unei stele date este egală cu unghiul la care semi-axa majoră a orbitei Pământului este vizibilă de la distanța acestei stele. Având în vedere distanțele enorme până la stele , paralaxele anuale chiar și pentru cele mai apropiate dintre ele nu depășesc o secundă de arc.

Bazele

Datorită revoluției Pământului în jurul Soarelui, pozițiile stelelor pe cer trebuie să experimenteze o schimbare paralactică . Forma aparentă a traiectoriei unei stele pe cer are forma unei elipse, a cărei semiaxă majoră este paralelă cu ecliptica.

Dacă steaua este observată în apropierea eclipticii , atunci unghiul paralactic maxim , adică unghiul format de stea, Pământ și Soare se găsește din relație

unde este distanța dintre Pământ și Soare, este distanța de la Soare la stea. Dacă steaua este observată în apropierea polului ecliptic , atunci unghiul paralactic este calculat prin formula

Deoarece paralaxele anuale ale stelelor sunt extrem de mici, sinusul și tangenta unui unghi sunt egale cu valoarea acelui unghi însuși, exprimată în radiani . Prin urmare, în orice caz, paralaxa este proporțională cu distanța de la Pământ la Soare (o UA ) și invers proporțională cu distanța până la stea.

În practică, atunci când se măsoară paralaxele stelare, poziția unei stele este de obicei determinată în raport cu alte stele mult mai slabe, care se presupune că sunt mult mai îndepărtate decât steaua studiată ( metoda diferențială pentru măsurarea paralaxelor anuale).

Dacă paralaxa unei stele este determinată prin măsurarea directă a unghiurilor, așa cum este descris mai sus, atunci se vorbește de o paralaxa trigonometrică [1] . Pe lângă trigonometrice, există în prezent și alte metode de determinare a distanțelor până la stele. De exemplu, studiul spectrelor unor stele ne permite să le estimăm magnitudinea absolută și, prin urmare, distanța. Dacă este convertit într-un unghi paralactic, atunci valoarea rezultată se numește paralaxa spectrală [1] . Există, de asemenea , paralaxe dinamice , de grup , medii și energetice [2] . Cu toate acestea, trebuie amintit că în cele din urmă toate metodele de determinare a distanțelor necesită calibrare folosind metoda trigonometrică. De asemenea, atunci când se evaluează paralaxa măsurată, este necesară o corecție pentru a lua în considerare efectul Lutz-Kelker .

Istorie

Istoria căutării paralaxelor stelare este indisolubil legată de problema mișcării Pământului, de afirmarea sistemului heliocentric al lumii .

Sistemul heliocentric al lumii a fost propus pentru prima dată de astronomul grec antic Aristarh din Samos (secolul al III-lea î.Hr.). Arhimede (una dintre principalele surse ale cunoștințelor noastre despre această teorie) raportează că, potrivit lui Aristarh, dimensiunea sferei stelelor fixe „este de așa natură încât cercul descris, după el, de Pământ, este la distanța de stelele fixe în același raport cu centrul mingii și suprafața sa” [3] . Acest lucru înseamnă probabil că Aristarh a explicat neobservabilitatea paralaxelor anuale ale stelelor prin marea lor îndepărtare - atât de mare încât raza orbitei Pământului este neglijabil de mică în comparație cu distanța până la stele [4] [5] [6] .

Când sistemul heliocentric al lumii a fost reproșat de astronomul polonez Nicolaus Copernic la începutul secolului al XVI-lea, a apărut din nou problema inobservabilității paralaxelor anuale. Copernic a dat același răspuns ca și Aristarh cu 1800 de ani înaintea lui [7] : stelele sunt prea departe pentru ca paralaxele lor anuale să fie direct măsurabile. După cum scrie în cartea sa „ Despre rotația sferelor cerești ”, absența paralaxelor anuale în stele

… dovedește doar înălțimea lor incomensurabilă, ceea ce face să dispară din vedere chiar și orbita mișcării anuale sau reflexia acesteia, întrucât orice obiect vizibil corespunde unei anumite distanțe dincolo de care nu mai este observat, așa cum se arată în optică [8]

Răspunsul lui Copernic nu i-a convins pe susținătorii imobilității Pământului. Încercările de măsurare a paralaxelor anuale au fost făcute de astronomul danez Tycho Brahe la sfârșitul secolului al XVI-lea; Desigur, niciuna dintre cele 777 de stele incluse în catalogul său nu avea paralaxa înregistrată [9] . În opoziție cu sistemul copernican al lumii, el și-a propus propriul său sistem geo-heliocentric al lumii . Tycho a susținut că, dacă stelele sunt la fel de departe pe cât sugerează copernicanii, atunci, în primul rând, distanța de la Saturn la stele trebuie să fie disproporționat de mare și, în al doilea rând, stelele în acest caz trebuie să aibă o dimensiune liniară disproporționat de mare. Aceleași argumente împotriva sistemului heliocentric au fost repetate în mod repetat de astronomii din următorul secol al XVII-lea; astfel, ei au fost enumerați printre cele 77 de argumente împotriva lui Copernic în „Noul Almagest” al celebrului astronom italian Giovanni Battista Riccioli .

Susținătorii sistemului heliocentric au făcut căutări nereușite pentru paralaxele anuale de-a lungul secolului al XVII-lea. Se presupune că în 1617 căutarea paralaxei anuale a stelei Mizar în Ursa Mare a fost efectuată de Galileo Galilei și Benedetto Castelli în Italia [10] [11] [12] . Galileo a fost cel care în 1611 a propus o metodă diferențială de căutare a paralaxelor: dacă toate stelele sunt îndepărtate la distanțe diferite de Pământ, atunci stelele mai apropiate se vor mișca mai puternic decât stelele mai îndepărtate, dar situate pe cer în vecinătate. (indiferent de Galileo, această metodă a fost propusă și de italianul Lodovico Ramponi [13] ). Galileo a descris această metodă în celebrele sale „ Dialoguri privind cele două sisteme principale ale lumii ” [14] [15] .

În 1666, fizicianul și astronomul englez Robert Hooke a susținut că a reușit în sfârșit să detecteze o paralaxă anuală în steaua γ Draconis . Hooke a oferit o descriere detaliată a măsurătorilor sale în tratatul „O încercare de a demonstra mișcarea Pământului” [16] (1674), dar afirmațiile sale au fost primite cu mare scepticism [17] . Între 1674 și 1681, Jean Picard în Franța a făcut mai multe încercări de a detecta paralaxa unei stele strălucitoare din constelația Lyra, dar toate s-au încheiat cu eșec. În 1689, astronomul englez John Flamsteed a făcut o declarație despre descoperirea paralaxei Stelei Polare , dar opera sa a fost criticată de Jacques Cassini [18] [K 1] . Detectarea paralaxelor anuale a depășit cu mult capacitățile astronomilor din acea vreme.

În secolul al XVIII-lea și începutul secolului al XIX-lea, lucrările privind detectarea paralaxelor anuale încă nu au condus la rezultate. Până atunci, niciunul dintre astronomi nu se mai îndoia de sistemul heliocentric , dar căutarea paralaxelor era încă o sarcină urgentă, deoarece era singura metodă cunoscută la acea vreme pentru măsurarea distanțelor până la stele. În timpul căutării paralaxelor anuale s-au făcut și alte descoperiri importante: aberația luminii și nutația axei pământului ( James Bradley , 1727-28) [19] , mișcarea orbitală a componentelor stelelor binare ( William Herschel , 1803). -04) [20] . Cu toate acestea, astronomii nu aveau încă instrumente suficient de precise pentru a detecta paralaxele.

În 1814 , Friedrich Wilhelm Struve a început să lucreze la detectarea paralaxelor anuale la Observatorul Derpt . Primele măsurători pe care le-a făcut înainte de 1821 au conținut mari erori instrumentale și nu l-au satisfăcut pe Struve, dar cel puțin a reușit să stabilească ordinele corecte de mărime pentru paralaxele mai multor stele strălucitoare [21] . Astfel, paralaxa lui Altair obținută de el (0,181" ± 0,094") este destul de apropiată de valoarea modernă (0,195") [22] .

În 1837, Struve (cu ajutorul refractorului Fraunhofer instalat la Observatorul Derpt) a reușit să măsoare paralaxa Vega (α Lyra), care s-a dovedit a fi 0,125 „± 0,055”. Acest rezultat a fost publicat de Struve în cartea Micrometric Measurements of Binary Stars, unde au fost date și criteriile după care stele ar trebui selectate pentru a-și căuta paralaxele și au fost puse bazele metodei paralaxelor dinamice . Cu toate acestea, Struve însuși a considerat că valoarea paralaxei lui Vega obținută de el este preliminară. Noile măsurători ale lui Struve, publicate în 1839, au dus la dublul rezultatului, 0,262 „± 0,025”, ceea ce i-a făcut pe oamenii de știință să se îndoiască de fiabilitatea măsurătorilor sale. După cum a arătat astronomul din Pulkovo A.N. Deutsch în 1952, măsurătorile lui Struve au fost suficient de precise, dar a făcut o greșeală în procesarea datelor: dacă datele sale ar fi fost procesate corect, Struve ar fi obținut o valoare destul de precisă a paralaxei stelei. În prezent, se presupune că paralaxa Vega este de 0,128”, ceea ce practic coincide cu prima estimare a lui Struve.

În același 1838, astronomul și matematicianul german Friedrich Bessel de la Observatorul Königsberg a reușit să măsoare paralaxa stelei 61 Cygnus , care s-a dovedit a fi egală cu 0,314 "± 0,014" (valoarea modernă este 0,287 "). caz, a fost folosit un heliometru , care, la fel ca refractorul Derpt Struve, a fost realizat de J. Fraunhofer ... Bessel a reușit să urmărească modificarea periodică a distanței unghiulare a 61 Cygnus de la două stele de comparație slabe și să stabilească că pe tot parcursul anului steaua descrie o mică elipsă pe cer, așa cum este cerut de teorie. Din acest motiv, prioritatea în determinarea paralaxelor anuale ale stelelor este de obicei atribuită lui Bessel.

În sfârșit, în 1838, au fost făcute publice și datele astronomului englez Thomas Henderson (Observatorul Capului Bunei Speranțe), care a reușit să măsoare paralaxa stelei α Centauri : 1,16 "± 0,11" (valoarea modernă este 0,747 ") Ținând cont de lucrările lui Bessel, Struve și Henderson, remarcabilul astronom englez John Herschel a spus: „Zedul care a împiedicat pătrunderea noastră în universul stelar a fost spart aproape simultan în trei locuri” [23] .

Progresul în determinarea paralaxelor anuale a fost împiedicat de erori sistematice semnificative ale instrumentelor și ale observatorilor specifici. Până la sfârșitul secolului al XIX-lea, paralaxele nu mai mult de o sută de stele au fost determinate, iar rezultatele pentru fiecare stea anume variau foarte mult de la observator la observator [24] .

Situația a fost corectată în mare măsură prin utilizarea fotografiei de la sfârșitul secolului al XIX-lea. Tehnica standard pentru determinarea fotografică a paralaxelor a fost dezvoltată de astronomul american Frank Schlesinger în 1903. Datorită eforturilor lui Schlesinger, erorile în determinarea paralaxelor au fost reduse la 0,01". Catalogul lui Schlesinger, publicat în 1924, conținea 1870 de paralaxe măsurate în mod fiabil [25] .

Starea actuală a problemei

În prezent, măsurătorile optice la sol fac posibilă, în unele cazuri, reducerea erorii în măsurarea paralaxei la 0,005" [26] , ceea ce corespunde unei distanțe limită de 200 pc. O creștere suplimentară a preciziei măsurătorilor a devenit posibilă datorită la utilizarea telescoapelor spațiale . ) în 1989, a fost lansat telescopul spațial Hipparcos , care a făcut posibilă măsurarea paralaxelor a peste 100 de mii de stele cu o precizie de 0,001". În 2013, ESA a lansat un nou telescop spațial, Gaia . Precizia planificată de măsurare a paralaxei stelelor strălucitoare (până la 15 m ) va fi mai mare de 25 de milioane de secundă, pentru stelele slabe (aproximativ 20 m ) - până la 300 de milioane de secundă. Măsurarea paralaxelor anuale face, de asemenea, posibilă producerea unuia dintre instrumentele telescopului spațial. Hubble - Cameră cu unghi larg 3 . Precizia de măsurare a paralaxei este de la 20 la 40 de milioane de secundă, ceea ce face posibilă măsurarea distanțelor de până la 5 kiloparsec. În special, a fost măsurată paralaxa stelei variabile SU Aurigae [27] [28] .

O realizare semnificativă a sfârșitului secolului al XX-lea a fost utilizarea interferometriei radio cu rază ultra-lungă pentru măsurătorile paralaxei [29] . Eroarea în acest caz poate fi de până la 10 milioane de secunde de arc. Această metodă este utilizată pentru a măsura distanța până la sursele radio compacte - masere cosmice , pulsari radio etc. Prin urmare, folosind această metodă, a fost posibil să se măsoare distanța până la obiectul Săgetător B2 - un nor de gaz și praf cu formare rapidă de stele , situat la 100-120 de parsecs de centrul galaxiei noastre . Rezultatele măsurătorilor au arătat că Săgetătorul B2 este situat la o distanță de 7,8 ± 0,8 kpc, ceea ce dă o distanță până la centrul Galaxiei de 7,9 ± 0,8 kpc [30] . Măsurarea paralaxelor surselor radio extragalactice ultracompacte este unul dintre scopurile experimentului spațial rusesc planificat Millimetron , un observator spațial în intervalele milimetrice, submilimetrice și infraroșu [31] .

Vezi și

Comentarii

  1. ↑ Este posibil ca Hooke și Flamsteed să fi reușit de fapt să înregistreze deplasarea stelelor, dar nu datorită paralaxei anuale, ci a aberației luminii , care, așa cum a arătat mai târziu Bradley , este și o dovadă a rotației Pământului în jurul Sun (Fernie 1975, p. 223).

Note

  1. ↑ 1 2 Paralax (în astronomie) // Marea Enciclopedie Sovietică  : [în 30 de volume]  / cap. ed. A. M. Prohorov . - Ed. a 3-a. - M .  : Enciclopedia Sovietică, 1969-1978.
  2. ↑ Astronet > Parallax . Consultat la 25 noiembrie 2015. Arhivat din original la 26 aprilie 2016.
  3. ↑ Veselovski, 1961 , p. 62.
  4. ↑ Jitomirski, 1983 , p. 310.
  5. ↑ Africa, 1961 , p. 406.
  6. ↑ Rawlins, 2008 , p. 24-29.
  7. ↑ Africa, 1961 , p. 407.
  8. ↑ [www.astro-cabinet.ru/library/Copernic/Index.htm Copernic, Despre rotația sferelor cerești, p. 35]
  9. ↑ Siebert, 2005 , p. 253.
  10. ↑ Siebert, 2005 , p. 257-262.
  11. ↑ Ondra L., A New View Of Mizar . Consultat la 15 iunie 2014. Arhivat din original pe 10 iunie 2020.
  12. ↑ Graney CM, Acuratețea observațiilor lui Galileo și căutarea timpurie a paralaxei stelare . Preluat la 29 aprilie 2020. Arhivat din original la 21 mai 2022.
  13. ↑ Siebert, 2005 , p. 254.
  14. ↑ Berry, 1946 , p. 147.
  15. ↑ Hoskin, 1966 , p. 23.
  16. ↑ Robert Hooke, An Attempt to Prove the Motion of the Earth by Observations Arhivat 21 iunie 2014 la Wayback Machine
  17. ↑ Van Helden, 1985 , p. 157.
  18. ↑ Van Helden, 1985 , p. 158.
  19. ↑ Berry, 1946 , p. 222-228.
  20. ↑ Berry, 1946 , p. 291-293.
  21. ↑ Hoffleit, 1949 , p. 266.
  22. ↑ Erpylev, 1958 , p. 75.
  23. ↑ Pannekoek, 1966 , p. 373.
  24. ↑ Hirshfeld, 2013 , p. 270.
  25. ↑ Pannekoek, 1966 , p. 380-381.
  26. ↑ Efremov, 2003 , p. 41.
  27. ↑ Riess și colab. Parallax Beyond a Kiloparsec de la scanarea spațială a camerei cu câmp larg 3 de pe telescopul spațial Hubble Arhivat la 3 iulie 2017 la Wayback Machine .
  28. ↑ Villard JD Hubble de la NASA extinde banda metru stelar de 10 ori mai departe în spațiu Arhivat 17 februarie 2019 la Wayback Machine .
  29. ↑ VLBI Astrometrie . Data accesului: 18 iunie 2014. Arhivat din original pe 2 martie 2016.
  30. ↑ Reid, 2012 , p. 189.
  31. ↑ Milimetron. Scopul și sarcinile științifice. . Data accesului: 18 iunie 2014. Arhivat din original pe 9 martie 2016.

Literatură

Link -uri

  Accesați articolul Wikidata  Dicționare și enciclopedii
 Istoria astronomiei
perioada antica
Evul mediu
Formarea astronomiei teoretice
secolul al 17-leaLegea gravitației
secolul al 18-lea
secolul al 19-leaDescoperirea lui Neptun
Secolului 20Telescopul Hubble