ПАРАЛЛА́КС

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. П. на­зы­ва­ют угол, под ко­то­рым с не­бес­но­го те­ла вид­но рас­стоя­ние, на ко­то­рое сме­ща­ет­ся на­блю­да­тель. Точ­но из­ме­рен­ные П. не­бес­ных све­тил и групп све­тил по­зво­ля­ют оп­ре­де­лять рас­стоя­ния до них.

Су­точ­ный па­рал­лакс $p_с$ вы­ра­жа­ет из­ме­не­ние на­прав­ле­ния на не­бес­ное те­ло при во­об­ра­жае­мом пе­ре­ме­ще­нии на­блю­да­те­ля с по­верх­но­сти в центр Зем­ли или об­рат­но: $\sin p_с=(R/r) \sin z$, где $R$ – рас­стоя­ние от на­блю­да­те­ля до цен­тра Зем­ли, $r$ – рас­стоя­ние от не­бес­но­го те­ла до цен­тра Зем­ли, $z$ – зе­нит­ное рас­стоя­ние не­бес­но­го те­ла. П., оп­ре­де­лён­ный для на­блю­да­те­ля, рас­по­ло­жен­но­го на эк­ва­то­ре, и не­бес­но­го те­ла, на­хо­дя­ще­го­ся на го­ри­зон­те ($z= 90°$), на­зы­ва­ет­ся су­точ­ным го­ри­зон­таль­ным П. Наи­боль­ший су­точ­ный го­ри­зон­таль­ный П. име­ет Лу­на – от $54′$ до $61′$. Важ­ным па­ра­мет­ром яв­ля­ет­ся су­точ­ный го­ри­зон­таль­ный П. Солн­ца $π_☉=8,80″$, по­сколь­ку его ве­ли­чи­на по­зво­ля­ет оп­ре­де­лить рас­стоя­ние до Солн­ца че­рез эк­ва­то­ри­аль­ный ра­ди­ус Зем­ли. Ве­ли­чи­на $π_☉$, од­но­знач­но свя­зан­ная с ас­тро­но­мич. еди­ни­цей, рань­ше рас­смат­ри­ва­лась в ка­че­ст­ве од­ной из фун­дам. ас­тро­но­мич. кон­стант.

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

Все звёз­ды в ок­ре­ст­но­стях Солн­ца об­ла­да­ют па­рал­лак­тич. дви­же­ни­ем, от­ра­жаю­щим факт дви­же­ния Солн­ца от­но­си­тель­но цен­тра Га­лак­ти­ки. Ве­ли­чи­на $p_s=R_s/r_s$ на­зы­ва­ет­ся ве­ко­вым па­рал­лак­сом, где $R_s$ – путь, прой­ден­ный Солн­цем за год, $r_s$ – рас­стоя­ние до звез­ды.

Из­ме­ре­ние П. не­бес­ных тел со­вме­ст­но с из­ме­ре­ния­ми их не­бес­ных ко­ор­ди­нат да­ёт трёх­мер­ную кар­ти­ну рас­пре­де­ле­ния этих тел в про­стран­ст­ве. По­это­му три­го­но­мет­рич. П. – один из важ­ней­ших ас­т­ро­мет­рич. па­ра­мет­ров, ос­но­ва для всех др. спо­со­бов оп­ре­де­ле­ния рас­стоя­ний во Все­лен­ной. В ча­ст­но­сти, че­рез три­го­но­мет­рич. П. оп­ре­де­ля­ет­ся вне­сис­тем­ная еди­ни­ца дли­ны – пар­сек.

Ус­пеш­ное вы­пол­не­ние кос­мич. про­ек­та HIPPARCOS (High Precision Parallax Collecting Satellite, 1989–93, Ев­роп. кос­мич. агент­ст­во) по­зво­ли­ло соз­дать вы­со­ко­точ­ный ка­та­лог П. ок. 120 тыс. звёзд и по­лу­чить цен­ней­шую ин­фор­ма­цию о про­стран­ст­вен­ном рас­пре­де­ле­нии этих звёзд в бли­жай­шей ок­ре­ст­но­сти Солн­ца (до 1 кпк). В 2013 за­пу­щен кос­мич. те­ле­скоп GAIA (Global Astrometric Interferometer for Astrophysics), цель ко­то­ро­го – из­ме­ре­ние ко­ор­ди­нат и П. ок. 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 т. н. спек­траль­но­го П., груп­по­во­го П. и ста­ти­стич. П. 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 П. из­ме­ря­ют­ся собств. 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 До­п­ле­ра эф­фек­та), то, зная собств. дви­же­ния звёзд и их уг­ло­вое рас­стоя­ние до ра­ди­ан­та, мож­но рас­счи­тать рас­стоя­ние до ка­ж­дой звез­ды дви­жу­ще­го­ся ско­п­ле­ния и ср. рас­стоя­ние до ско­п­ле­ния.

Ме­тод ста­ти­стич. П. ана­ло­ги­чен ме­то­ду груп­по­во­го П., 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.