Редактирование: Параллакс

:'''''Источник раздела:''' Большая российская энциклопедия''<ref name="БРЭ">[https://old.bigenc.ru/physics/text/2706921 ''Жаров В. Е.'' ПАРАЛЛАКС // Большая российская энциклопедия. Электронная версия (2017); 15.02.2023.]</ref>

[[Файл:Parallax Example ru.svg|380px|мини|Схема параллакса]][[Файл:Telemetre parallaxe principe.svg|380px|мини|справа|Измерение расстояния при помощи параллакса]]
'''ПАРАЛЛА́КС''' (от ''греч.'' παράλλαξις – отклонение) – в астрономии величина, равная видимому смещению светил на небесной сфере, обусловленному перемещением наблюдателя в пространстве. Чем ближе к наблюдателю располагается небесное тело, тем сильнее меняется направление на него при перемещении наблюдателя. Параллаксом называют угол, под которым с небесного тела видно расстояние, на которое смещается наблюдатель. Точно измеренные параллаксы небесных светил и групп светил позволяют определять расстояния до них.

Суточный параллакс <math>p_c</math> выражает изменение направления на небесное тело при воображаемом перемещении наблюдателя с поверхности в центр Земли или обратно: <math>\sin p_c = \frac{R}{r}\sin z</math>, где <math>R</math> – расстояние от наблюдателя до центра Земли, <math>r</math> – расстояние от небесного тела до центра Земли, <math>z</math> – зенитное расстояние небесного тела. Параллакс, определённый для наблюдателя, расположенного на [[экватор]]е, и небесного тела, находящегося на [[горизонт]]е (<math>z=90°</math>), называется суточным горизонтальным параллаксом. Наибольший суточный горизонтальный параллакс имеет Луна – от 54' до 61'. Важным параметром является суточный горизонтальный параллакс Солнца <math>π_☉=8,80''</math>, поскольку его величина позволяет определить расстояние до Солнца через экваториальный радиус Земли. Величина <math>π_☉</math>, однозначно связанная с астрономической единицей, раньше рассматривалась в качестве одной из фундаментальных астрономических констант.

Для измерения расстояний до тел, находящихся вне Солнечной системы, используется годичный параллакс. Это угол <math>p_г</math>, под которым с небесного тела виден барицентрический (с началом в барицентре <math>O_б</math> Солнечной системы) радиус-вектор <math>\boldsymbol{R}_б</math> центра масс системы Земля – Луна: <math>\sin p_г=\frac{\boldsymbol{R}_б}{r_б}\sin E</math>, где <math>r_б</math> – расстояние от небесного тела до <math>O_б</math>, <math>E</math> – угол между вектором <math>\boldsymbol{R}_б</math> и направлением на небесное тело из центра масс системы Земля – Луна. Если угол <math>E</math> прямой, то такой параллакс называется тригонометрическим параллаксом <math>p_т</math>. Поскольку параллакс ближайших звёзд не превышает <math>1''</math>, то <math>\sin p_т ≈ p_т</math> и <math>p_т=\frac{\boldsymbol{R}_б}{r_б}</math>. Таким образом, определение тригонометрического параллакса эквивалентно определению расстояния до небесного тела, которое может быть выражено через <math>\boldsymbol{R}_б</math>, примерно равное 1 а. е.

Все звёзды в окрестностях Солнца обладают параллактическим движением, отражающим факт движения Солнца относительно центра Галактики. Величина <math>p_s=\frac{\boldsymbol{R}_s}{r_s}</math> называется вековым параллаксом, где <math>\boldsymbol{R}_s</math> – путь, пройденный Солнцем за год, <math>r_s</math> – расстояние до звезды.

Измерение параллакса небесных тел совместно с измерениями их небесных координат даёт трёхмерную картину распределения этих тел в пространстве. Поэтому тригонометрический параллакс – один из важнейших астрометрических параметров, основа для всех других способов определения расстояний во Вселенной. В частности, через тригонометрический параллакс определяется внесистемная единица длины – [[парсек]].

Успешное выполнение космического проекта HIPPARCOS (High Precision Parallax Collecting Satellite, 1989–93, Европейское космическое агентство) позволило создать высокоточный каталог параллаксов около 120 тыс. звёзд и получить ценнейшую информацию о пространственном распределении этих звёзд в ближайшей окрестности Солнца (до 1 кпк). В 2013 запущен космический телескоп GAIA (Global Astrometric Interferometer for Astrophysics), цель которого – измерение координат и параллаксов около 1 млрд. звёзд, что позволит построить трёхмерную карту почти всей Галактики.

Для оценки расстояний до очень далёких объектов используются менее точные (по сравнению с геометрическими) методы: определение так называемого спектрального параллакса, группового параллакса и статистического параллакса. Первый метод основывается на законе, утверждающем, что поток света от излучающего источника убывает обратно пропорционально квадрату расстояния до него. Определив спектральный класс и класс светимости звезды, можно оценить её истинную светимость (абсолютную звёздную величину). Затем, сравнивая абсолютную звёздную величину с видимой и учитывая межзвёздное поглощение света, можно оценить расстояние до звезды.

В методе группового параллакса измеряются собственные движения звёзд, входящих в скопление, а по ним – положение радианта скопления (точки, в которой пересекаются направления собств. движений звёзд скопления при продолжении их на небесной сфере). Если известны лучевые скорости звёзд (измеренные на основании [[Эффект Доплера|эффекта Доплера]]), то, зная собственные движения звёзд и их угловое расстояние до радианта, можно рассчитать расстояние до каждой звезды движущегося скопления и ср. расстояние до скопления.

Метод статистического параллакса аналогичен методу группового параллакса, но применим только по отношению к достаточно большой и однородной группе звёзд, расстояние до которой оценивается на основании измерения их собств. движений, которые тем меньше, чем дальше находится эта группа.

== Литература статьи Большой российской энциклопедии ==

* ''Куликовский П. Г.'' Звездная астрономия. 2-е изд. М., 1985.
* ''Жаров В. Е.'' Сферическая астрономия. Фрязино, 2006.

== Примечания ==
{{примечания}}
[[Категория:Ревизия 2023.02.16]]
[[Категория:НАЭ]]
[[Категория:Э]]