ПАРАЛЛА́КС
-
Рубрика: Физика
-
-
Скопировать библиографическую ссылку:
Книжная версия:
Электронная версия:
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 pс выражает изменение направления на небесное тело при воображаемом перемещении наблюдателя с поверхности в центр Земли или обратно: sinpс=(R/r)sinz, 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 pг, под которым с небесного тела виден барицентрический (с началом в барицентре Oб Солнечной системы) радиус-вектор Rб центра масс системы Земля – Луна: sinpг=(Rб/rб)sinE, где rб – расстояние от небесного тела до Oб, E – угол между вектором Rб и направлением на небесное тело из центра масс системы Земля – Луна. Если угол E прямой, то такой П. называется тригонометрическим параллаксом pт. Поскольку П. ближайших звёзд не превышает 1″ , то sinpт≈pт и pт=Rб/rб. Т. о., определение тригонометрич. П. эквивалентно определению расстояния до небесного тела, которое может быть выражено через Rб, примерно равное 1 а. е.
Все звёзды в окрестностях Солнца обладают параллактич. движением, отражающим факт движения Солнца относительно центра Галактики. Величина ps=Rs/rs называется вековым параллаксом, где Rs – путь, пройденный Солнцем за год, rs – 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.