Параллакс
- Источник раздела: Большая российская энциклопедия[1]
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]\displaystyle{ p_c }[/math] выражает изменение направления на небесное тело при воображаемом перемещении наблюдателя с поверхности в центр Земли или обратно: [math]\displaystyle{ \sin p_c = \frac{R}{r}\sin z }[/math], где [math]\displaystyle{ R }[/math] – расстояние от наблюдателя до центра Земли, [math]\displaystyle{ r }[/math] – расстояние от небесного тела до центра Земли, [math]\displaystyle{ z }[/math] – зенитное расстояние небесного тела. Параллакс, определённый для наблюдателя, расположенного на экваторе, и небесного тела, находящегося на горизонте ([math]\displaystyle{ 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]\displaystyle{ π_☉=8,80'' }[/math], поскольку его величина позволяет определить расстояние до Солнца через экваториальный радиус Земли. Величина [math]\displaystyle{ 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]\displaystyle{ p_г }[/math], под которым с небесного тела виден барицентрический (с началом в барицентре [math]\displaystyle{ O_б }[/math] Солнечной системы) радиус-вектор [math]\displaystyle{ \boldsymbol{R}_б }[/math] центра масс системы Земля – Луна: [math]\displaystyle{ \sin p_г=\frac{\boldsymbol{R}_б}{r_б}\sin E }[/math], где [math]\displaystyle{ r_б }[/math] – расстояние от небесного тела до [math]\displaystyle{ O_б }[/math], [math]\displaystyle{ E }[/math] – угол между вектором [math]\displaystyle{ \boldsymbol{R}_б }[/math] и направлением на небесное тело из центра масс системы Земля – Луна. Если угол [math]\displaystyle{ E }[/math] прямой, то такой параллакс называется тригонометрическим параллаксом [math]\displaystyle{ p_т }[/math]. Поскольку параллакс ближайших звёзд не превышает [math]\displaystyle{ 1'' }[/math], то [math]\displaystyle{ \sin p_т ≈ p_т }[/math] и [math]\displaystyle{ 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]\displaystyle{ \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]\displaystyle{ p_s=\frac{\boldsymbol{R}_s}{r_s} }[/math] называется вековым параллаксом, где [math]\displaystyle{ \boldsymbol{R}_s }[/math] – путь, пройденный Солнцем за год, [math]\displaystyle{ 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 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[править | править код]
- Куликовский П. Г. Звездная астрономия. 2-е изд. М., 1985.
- Жаров В. Е. Сферическая астрономия. Фрязино, 2006.