Vuotuinen tähtien parallaksi

Tähden vuotuinen parallaksi on tähtien koordinaattien muutos , joka johtuu havaitsijan sijainnin muutoksesta, joka johtuu Maan kiertorataliikkeestä Auringon ympäri. Se on todiste Maan liikkeestä Auringon ympäri ja tärkein menetelmä tähtien etäisyyksien mittaamiseen . Tietyn tähden vuosiparallaksin arvo on yhtä suuri kuin kulma, jossa Maan kiertoradan puolipääakseli näkyy tämän tähden etäisyydeltä. Kun otetaan huomioon valtavat etäisyydet tähtiin , vuotuiset parallaksit eivät edes lähimmän tähtien kohdalla ylitä yhtä kaareskuntia.

Perusteet

Maan kierroksen Auringon ympäri vuoksi tähtien sijainnit taivaalla joutuvat kokemaan parallaktisen muutoksen. Taivaalla olevan tähden liikeradan näennäinen muoto on ellipsin muotoinen, jonka pääpuoliakseli on yhdensuuntainen ekliptiikan kanssa.

Jos tähti havaitaan lähellä ekliptiikkaa , niin suurin parallaktinen kulma , ts. relaatiosta löydetään tähden, maan ja auringon muodostama kulma

missä on maan ja auringon välinen etäisyys, on etäisyys Auringosta tähteen. Jos tähti havaitaan lähellä ekliptista napaa , parallaktinen kulma lasketaan kaavalla

Koska tähtien vuotuiset parallaksit ovat erittäin pieniä, kulman sini ja tangentti ovat yhtä suuria kuin itse kulman arvo radiaaneina ilmaistuna . Siksi parallaksi on joka tapauksessa verrannollinen etäisyyteen maasta aurinkoon (yksi AU ) ja kääntäen verrannollinen etäisyyteen tähden.

Käytännössä tähtien parallakseja mitattaessa tähden sijainti määritetään yleensä suhteessa muihin, paljon himmeämpiin tähtiin, joiden oletetaan olevan paljon kauempana kuin tutkittava tähti ( differentiaalinen menetelmä vuotuisten parallaksien mittaamiseen).

Jos tähden parallaksi määritetään mittaamalla suoraan kulmat edellä kuvatulla tavalla, puhutaan trigonometrisesta parallaksista [1] . Trigonometrisen lisäksi on tällä hetkellä muita menetelmiä tähtien etäisyyksien määrittämiseen. Esimerkiksi joidenkin tähtien spektrien tutkimus antaa meille mahdollisuuden arvioida niiden absoluuttinen suuruus ja siten etäisyys. Jos se muunnetaan parallaksikulmaksi, niin saatua arvoa kutsutaan spektriparallaksiksi [ 1] . On myös dynaamisia , ryhmä , keskiarvo ja energiaparallakseja [ 2] . On kuitenkin muistettava, että viime kädessä kaikki etäisyyksien määritysmenetelmät vaativat kalibroinnin trigonometrisellä menetelmällä. Myös mitattua parallaksia arvioitaessa korjaus on tarpeen Lutz-Kelker-ilmiön huomioon ottamiseksi .

Historia

Tähtien parallaksien etsinnän historia liittyy erottamattomasti Maan liikkeen ongelmaan, maailman heliosentrisen järjestelmän väitteeseen .

Maailman heliosentrinen järjestelmän ehdotti ensimmäisenä antiikin kreikkalainen tähtitieteilijä Aristarchus Samos (3. vuosisadalla eKr.). Archimedes (yksi tärkeimmistä tämän teorian tietämyksemme lähteistä) raportoi, että Aristarkoksen mukaan kiintotähtien pallon koko on "sellainen, että hänen mukaansa Maan kuvaama ympyrä on etäisyydellä kiinteät tähdet samassa suhteessa kuin pallon keskipiste on sen pintaan” [3] . Tämä tarkoittaa luultavasti sitä, että Aristarchus selitti tähtien vuotuisten parallaksien havaitsemattomuuden niiden suurella syrjäisyydellä - niin suurella, että Maan kiertoradan säde on mitättömän pieni verrattuna etäisyyteen tähtiin [4] [5] [6] .

Kun puolalainen tähtitieteilijä Nicolaus Copernicus 1500-luvun alussa uudelleen esitti maailman heliosentrinen järjestelmän, nousi jälleen esiin kysymys vuosittaisten parallaksien havaitsemattomuudesta. Kopernikus antoi saman vastauksen kuin Aristarkus 1800 vuotta ennen häntä [7] : tähdet ovat liian kaukana, jotta niiden vuosittaiset parallaksit olisivat suoraan mitattavissa. Kuten hän kirjoittaa kirjassaan " Taivaan pallojen pyörimisestä ", vuosittaisten parallaksien puuttuminen tähdistä

…todistaa vain niiden mittaamattoman korkeuden, joka saa jopa vuotuisen liikkeen kiertoradan tai sen heijastuksen katoamaan näkyvistä, koska mikä tahansa näkyvä kohde vastaa tiettyä etäisyyttä, jonka jälkeen sitä ei enää havaita, kuten optiikka osoittaa [8]

Kopernikuksen vastaus ei vakuuttanut kannattajia Maan liikkumattomuudesta. Tanskalainen tähtitieteilijä Tycho Brahe yritti mitata vuotuisia parallakseja 1500-luvun lopulla; Tietenkään yhdessäkään hänen luettelossaan olevista 777 tähdestä ei ollut tallennettu parallaksia [9] . Kopernikaanisen maailmanjärjestelmän vastakohtana hän ehdotti omaa, geoheliosentristä maailmanjärjestelmää . Tycho väitti, että jos tähdet ovat niin kaukana kuin Kopernikaanit ehdottavat, niin ensinnäkin etäisyyden Saturnuksesta tähtiin on oltava suhteettoman suuri, ja toiseksi tähdillä on tässä tapauksessa oltava suhteettoman suuri lineaarinen koko. Seuraavan, 1600-luvun tähtitieteilijät toistivat toistuvasti samat väitteet heliosentristä järjestelmää vastaan; näin ollen ne lueteltiin kuuluisan italialaisen tähtitieteilijän Giovanni Battista Ricciolin "Uudessa Almagestissa" 77 Kopernikuksen vastaisen argumentin joukkoon .

Heliosentrisen järjestelmän kannattajat etsivät epäonnistuneita vuosittaisia ​​parallakseja koko 1600-luvun ajan. Oletetaan, että Galileo Galilei ja Benedetto Castelli Italiassa [10] [11] [12] etsivät Mizar -tähden vuotuista parallaksia Ursa Majorissa vuonna 1617 . Juuri Galileo ehdotti vuonna 1611 differentiaalista menetelmää parallaksien etsimiseen: jos kaikki tähdet poistetaan eri etäisyyksillä maasta, niin lähemmät tähdet liikkuvat voimakkaammin kuin kaukaiset tähdet, mutta sijaitsevat taivaalla naapurustossa. (Galileosta riippumatta tätä menetelmää ehdotti myös italialainen Lodovico Ramponi [13] ). Galileo kuvaili tätä menetelmää kuuluisassa " Dialogues Concerning the Two Chief Systems of the World " [14] [15] .

Vuonna 1666 englantilainen fyysikko ja tähtitieteilijä Robert Hooke väitti, että hän oli vihdoin onnistunut havaitsemaan vuosittaisen parallaksin tähdestä γ Draconis . Hooke antoi yksityiskohtaisen kuvauksen mittauksistaan ​​tutkielmassa "Yrittää todistaa maan liikettä" [16] (1674), mutta hänen lausuntonsa otettiin vastaan ​​erittäin skeptisesti [17] . Vuosina 1674–1681 Jean Picard Ranskassa yritti useita yrityksiä havaita Lyran tähdistössä olevan kirkkaan tähden parallaksi, mutta ne kaikki päättyivät epäonnistumiseen. Vuonna 1689 englantilainen tähtitieteilijä John Flamsteed antoi lausunnon Pohjantähden parallaksin löytämisestä , mutta Jacques Cassini kritisoi hänen työtään [18] [K 1] . Vuosittaisten parallaksien havaitseminen oli paljon tuon ajan tähtitieteilijöiden kykyjen ulkopuolella.

1700-luvulla ja 1800-luvun alussa vuotuisten parallaksien havaitseminen ei vieläkään johtanut tuloksiin. Siihen mennessä kukaan tähtitieteilijöistä ei enää epäillyt heliosentristä järjestelmää , mutta parallaksien etsiminen oli edelleen kiireellinen tehtävä, koska se oli ainoa tuolloin tunnettu menetelmä etäisyyksien mittaamiseen tähtiin. Vuosittaisten parallaksien etsinnässä tehtiin muitakin tärkeitä löytöjä: valon poikkeama ja maan akselin nutaatio ( James Bradley , 1727-28) [19] , kaksoistähtien komponenttien kiertoradalla ( William Herschel , 1803) -04) [20] . Tähtitieteilijillä ei kuitenkaan vielä ollut instrumentteja, jotka olisivat riittävän tarkkoja havaitsemaan parallakseja.

Vuonna 1814 Friedrich Wilhelm Struve ryhtyi työskentelemään vuosittaisten parallaksien havaitsemiseksi Derpt Observatoriossa . Ensimmäiset hänen ennen vuotta 1821 tekemänsä mittaukset sisälsivät suuria instrumentaalivirheitä eivätkä tyydyttäneet Struvea, mutta ainakin hän onnistui määrittämään oikeat suuruusluokat useiden kirkkaiden tähtien parallakseille [21] . Siten hänen saamansa Altairin parallaksi (0,181" ± 0,094") on melko lähellä nykyarvoa (0,195") [22] .

Vuonna 1837 Struve ( Derpt-observatorioon asennetun Fraunhofer -refraktorin avulla) onnistui mittaamaan Vegan parallaksin (α Lyra), joka osoittautui 0,125 "± 0,055". Tämän tuloksen julkaisi Struve kirjassa Micrometric Measurements of Binary Stars, jossa annettiin myös kriteerit, joiden mukaan tähdet tulisi valita etsimään niiden parallakseja, ja luotiin dynaamisten parallaksien menetelmän perusta . Struve itse piti kuitenkin saamansa Vegan parallaksin arvoa alustavana. Struven vuonna 1839 julkaisemat uudet mittaukset johtivat kaksinkertaiseen tulokseen, 0,262 "± 0,025", mikä sai tutkijat epäilemään hänen mittaustensa luotettavuutta. Kuten Pulkovon tähtitieteilijä A.N. Deutsch osoitti vuonna 1952, Struven mittaukset olivat riittävän tarkkoja, mutta hän teki virheen tietojenkäsittelyssä: jos hänen tietojaan olisi käsitelty oikein, Struve olisi saanut melko tarkan tähden parallaksin arvon. Tällä hetkellä Vegan parallaksin oletetaan olevan 0,128", mikä on käytännössä sama kuin Struven ensimmäinen arvio.

Samana vuonna 1838 saksalainen tähtitieteilijä ja matemaatikko Friedrich Bessel Königsbergin observatoriossa onnistui mittaamaan tähden 61 Cygnuksen parallaksin , joka osoittautui yhtä suureksi kuin 0,314 "± 0,014" (nykyaikainen arvo on 0,287 "). tapauksessa käytettiin heliometriä , jonka Derpt Struven refraktorin tapaan teki J. Fraunhofer ... Bessel pystyi jäljittämään 61 Cygnuksen kulmaetäisyyden jaksoittaisen muutoksen kahdesta himmeästä vertailutähdestä ja toteamaan sen koko vuoden ajan. tähti kuvaa teorian edellyttämää pientä ellipsiä taivaalla. Tästä syystä tähtien vuosittaisten parallaksien määrittämisessä etusija annetaan yleensä Besselille.

Lopulta vuonna 1838 julkistettiin myös englantilaisen tähtitieteilijän Thomas Hendersonin (Cape of Good Hope Observatory) tiedot, joka onnistui mittaamaan α Centauri -tähden parallaksi : 1,16 "± 0,11" (nykyaikainen arvo on 0,747 "). Ottaen huomioon Besselin, Struven ja Hendersonin työn, erinomainen englantilainen tähtitieteilijä John Herschel sanoi: "Muuri, joka esti tunkeutumisen tähtien universumiin, murtui melkein samanaikaisesti kolmesta paikasta" [23] .

Vuosittaisten parallaksien määrittämisen edistymistä haittasivat mittareiden ja erityisten tarkkailijoiden merkittävät systemaattiset virheet. 1800-luvun loppuun mennessä määritettiin enintään sadan tähden parallaksit, ja kunkin tähden tulokset vaihtelivat suuresti observatorioista toiseen [24] .

Tilanne korjaantui suurelta osin valokuvauksen käytöllä 1800-luvun lopulla. Amerikkalainen tähtitieteilijä Frank Schlesinger kehitti parallaksien valokuvausmäärityksen vakiotekniikan vuonna 1903. Schlesingerin ponnistelujen ansiosta virheet parallaksien määrittämisessä vähenivät 0,01". Schlesingerin vuonna 1924 julkaistu luettelo sisälsi 1870 luotettavasti mitattua parallaksia [25] .

Ongelman nykytila

Tällä hetkellä maanpäälliset optiset mittaukset mahdollistavat joissain tapauksissa pienentää parallaksimittauksen virhettä arvoon 0,005" [26] , mikä vastaa 200 pc:n rajoitusetäisyyttä. Mittausten tarkkuuden lisääminen on tullut mahdolliseksi kiitos avaruusteleskooppien käyttöön . ) vuonna 1989 laukaistiin Hipparcos - avaruusteleskooppi , joka mahdollisti yli 100 tuhannen tähden parallaksien mittaamisen 0,001":n tarkkuudella. Vuonna 2013 ESA laukaisi uuden avaruusteleskoopin, Gaian . Kirkkaiden tähtien (enintään 15 m ) parallaksin mittaustarkkuus on suurempi kuin 25 miljoonasosaa sekunnista, himmeiden tähtien (noin 20 m ) - jopa 300 miljoonasosaa sekunnissa. Vuosittaisten parallaksien mittaus mahdollistaa myös yhden avaruusteleskoopin instrumentin valmistamisen. Hubble - laajakulmakamera 3 . Parallaksimittauksen tarkkuus on 20-40 sekunnin miljoonasosaa, mikä mahdollistaa etäisyyksien mittaamisen jopa 5 kiloparsekiksi. Erityisesti mitattiin muuttuvan tähden SU ​​Aurigae [27] [28] parallaksi .

1900-luvun lopun merkittävä saavutus oli ultra-pitkän kantaman radiointerferometrian käyttö parallaksimittauksissa [29] . Virhe voi tässä tapauksessa olla jopa 10 miljoonasosaa kaaresta. Tällä menetelmällä mitataan etäisyys kompakteihin radiolähteisiin - kosmiset maserit , radiopulsarit jne. Joten tällä menetelmällä oli mahdollista mitata etäisyys Sagittarius B2 -objektiin - kaasu- ja pölypilveen, jolla on nopea tähtien muodostus , sijaitsee 100-120 parsekin päässä galaksimme keskustasta . Mittaustulokset osoittivat, että Jousimies B2 sijaitsee 7,8 ± 0,8 kpc:n etäisyydellä, mikä antaa etäisyydelle galaksin keskustasta 7,9 ± 0,8 kpc [30] . Ultrakompaktien ekstragalaktisten radiolähteiden parallaksien mittaus on yksi suunnitellun venäläisen avaruuskokeilun Millimetron tavoitteista, avaruusobservatorio millimetri-, submillimetri- ja infrapuna-alueella [31] .

Katso myös

Kommentit

  1. ↑ On mahdollista, että Hooke ja Flamsteed todella onnistuivat rekisteröimään tähtien siirtymän, mutta ei vuosittaisen parallaksin, vaan valon poikkeaman vuoksi , mikä, kuten Bradley myöhemmin osoitti , on myös todiste Maan pyörimisestä Sun (Fernie 1975, s. 223).

Muistiinpanot

  1. ↑ 1 2 Parallaksi (tähtitiede) // Suuri Neuvostoliiton Encyclopedia  : [30 nidettä]  / ch. toim. A. M. Prokhorov . - 3. painos - M .  : Neuvostoliiton tietosanakirja, 1969-1978.
  2. ↑ Astronet > Parallax . Haettu 25. marraskuuta 2015. Arkistoitu alkuperäisestä 26. huhtikuuta 2016.
  3. ↑ Veselovsky, 1961 , s. 62.
  4. ↑ Zhitomirsky, 1983 , s. 310.
  5. ↑ Afrikka, 1961 , s. 406.
  6. ↑ Rawlins, 2008 , s. 24-29.
  7. ↑ Afrikka, 1961 , s. 407.
  8. ↑ [www.astro-cabinet.ru/library/Copernic/Index.htm Copernicus, Taivaanpallojen pyörimisestä, s. 35]
  9. ↑ Siebert, 2005 , s. 253.
  10. ↑ Siebert, 2005 , s. 257-262.
  11. ↑ Ondra L., Uusi näkemys Mizarista . Haettu 15. kesäkuuta 2014. Arkistoitu alkuperäisestä 10. kesäkuuta 2020.
  12. ↑ Graney CM, Galileon havaintojen tarkkuus ja tähtien parallaksin varhainen etsintä . Haettu 29. huhtikuuta 2020. Arkistoitu alkuperäisestä 21. toukokuuta 2022.
  13. ↑ Siebert, 2005 , s. 254.
  14. ↑ Berry, 1946 , s. 147.
  15. ↑ Hoskin, 1966 , s. 23.
  16. ↑ Robert Hooke, yritys todistaa maapallon liikettä havainnoilla , arkistoitu 21. kesäkuuta 2014 Wayback Machinessa
  17. ↑ Van Helden, 1985 , s. 157.
  18. ↑ Van Helden, 1985 , s. 158.
  19. ↑ Berry, 1946 , s. 222-228.
  20. ↑ Berry, 1946 , s. 291-293.
  21. ↑ Hoffleit, 1949 , s. 266.
  22. ↑ Erpylev, 1958 , s. 75.
  23. ↑ Pannekoek, 1966 , s. 373.
  24. ↑ Hirshfeld, 2013 , s. 270.
  25. ↑ Pannekoek, 1966 , s. 380-381.
  26. ↑ Efremov, 2003 , s. 41.
  27. ↑ Riess et ai. Parallax Beyond a Kiloparsec from Spatially Scanning the Wide Field Camera 3 on Hubble Space Telescope Arkistoitu 3. heinäkuuta 2017 Wayback Machinessa .
  28. ↑ Villard JD NASAn Hubble laajentaa tähtien mittanauhaa 10 kertaa kauemmaksi avaruudesta Arkistoitu 17. helmikuuta 2019 Wayback Machinessa .
  29. ↑ VLBI Astrometria . Käyttöpäivä: 18. kesäkuuta 2014. Arkistoitu alkuperäisestä 2. maaliskuuta 2016.
  30. ↑ Reid, 2012 , s. 189.
  31. ↑ Millimetri. Tarkoitus ja tieteelliset tehtävät. . Käyttöpäivä: 18. kesäkuuta 2014. Arkistoitu alkuperäisestä 9. maaliskuuta 2016.

Kirjallisuus

Linkit

  Siirry Wikidata-kohteeseen  Sanakirjat ja tietosanakirjat
 Tähtitieteen historia
muinainen ajanjakso
Keskiaika
Teoreettisen tähtitieteen muodostuminen
17. vuosisataPainovoimalaki
1700-luvulla
1800-luvullaNeptunuksen löytö
20. vuosisataHubble-teleskooppi