Roční hvězdná paralaxa

Roční paralaxa hvězdy je změna souřadnic hvězdy , způsobená změnou polohy pozorovatele v důsledku orbitálního pohybu Země kolem Slunce. Je důkazem pohybu Země kolem Slunce a hlavní metodou měření vzdáleností ke hvězdám . Hodnota roční paralaxy dané hvězdy je rovna úhlu, pod kterým je ze vzdálenosti této hvězdy viditelná hlavní poloosa oběžné dráhy Země. Vzhledem k obrovským vzdálenostem ke hvězdám nepřesahují roční paralaxy ani pro nejbližší z nich jednu úhlovou sekundu.

Základy

Kvůli rotaci Země kolem Slunce musí pozice hvězd na obloze zažít paralaktický posun. Zdánlivý tvar trajektorie hvězdy na obloze má tvar elipsy, jejíž hlavní poloosa je rovnoběžná s ekliptikou.

Pokud je hvězda pozorována v blízkosti ekliptiky , pak maximální paralaktický úhel , tzn. úhel, který svírají hvězda, Země a Slunce, se zjistí ze vztahu

kde je vzdálenost mezi Zemí a Sluncem, je vzdálenost od Slunce k hvězdě. Pokud je hvězda pozorována poblíž ekliptického pólu , pak se paralaktický úhel vypočítá podle vzorce

Protože roční paralaxy hvězd jsou extrémně malé, sinus a tangens úhlu se rovnají hodnotě samotného úhlu, vyjádřené v radiánech . Proto je v každém případě paralaxa úměrná vzdálenosti od Země ke Slunci (jedna AU ) a nepřímo úměrná vzdálenosti ke hvězdě.

V praxi se při měření hvězdných paralax obvykle určuje poloha hvězdy vzhledem k jiným, mnohem slabším hvězdám, o kterých se předpokládá, že jsou mnohem vzdálenější než studovaná hvězda ( diferenciální metoda měření ročních paralax).

Pokud je paralaxa hvězdy určena přímým měřením úhlů, jak je popsáno výše, pak se mluví o trigonometrické paralaxe [1] . Kromě trigonometrické v současnosti existují i ​​jiné metody pro určování vzdáleností ke hvězdám. Například studium spekter některých hvězd nám umožňuje odhadnout jejich absolutní velikost , a tedy i vzdálenost. Pokud se převede na paralaktický úhel, pak se výsledná hodnota nazývá spektrální paralaxa [1] . Existují také dynamické , skupinové , průměrné a energetické paralaxy [2] . Je však třeba mít na paměti, že nakonec všechny metody pro určování vzdáleností vyžadují kalibraci pomocí trigonometrické metody. Také při vyhodnocování naměřené paralaxy je nutná korekce zohledňující Lutz-Kelkerův efekt .

Historie

Historie hledání hvězdných paralax je nerozlučně spjata s problémem pohybu Země, prosazováním heliocentrického systému světa .

Heliocentrický systém světa byl poprvé navržen starověkým řeckým astronomem Aristarchem ze Samosu (3. století před naším letopočtem). Archimédes (jeden z hlavních zdrojů našich znalostí této teorie) uvádí, že podle Aristarcha je velikost koule stálic „taková, že kruh, který podle něj popisuje Země, je do vzdálenosti stálice ve stejném poměru jako střed koule k jejímu povrchu“ [3] . To pravděpodobně znamená, že Aristarchos vysvětloval nepozorovatelnost ročních paralax hvězd jejich velkou odlehlostí – tak velkou, že poloměr oběžné dráhy Země je zanedbatelně malý ve srovnání se vzdáleností ke hvězdám [4] [5] [6] .

Když na počátku 16. století polský astronom Mikuláš Koperník znovu předložil heliocentrický systém světa , znovu vyvstala otázka nepozorovatelnosti ročních paralax. Koperník dal stejnou odpověď jako Aristarchos 1800 let před ním [7] : hvězdy jsou příliš daleko na to, aby jejich roční paralaxy byly přímo měřitelné. Jak píše ve své knize „ O rotaci nebeských sfér “, absence ročních paralax u hvězd

…pouze dokazuje jejich nezměrnou výšku, která způsobí, že i oběžná dráha ročního pohybu nebo její odraz zmizí z dohledu, protože jakýkoli viditelný objekt odpovídá určité vzdálenosti, za kterou už ho nelze vnímat, jak ukazuje optika [8]

Koperníkova odpověď nepřesvědčila zastánce o nehybnosti Země. Pokusy o měření ročních paralax podnikl na konci 16. století dánský astronom Tycho Brahe ; Žádná ze 777 hvězd obsažených v jeho katalogu samozřejmě neměla zaznamenanou paralaxu [9] . V opozici ke Koperníkově systému světa navrhl svůj vlastní geoheliocentrický systém světa . Tycho tvrdil, že pokud jsou hvězdy tak daleko, jak navrhují Koperničané, pak za prvé vzdálenost od Saturnu ke hvězdám musí být neúměrně velká a za druhé musí mít hvězdy v tomto případě nepřiměřeně velkou lineární velikost. Stejné argumenty proti heliocentrickému systému byly opakovaně opakovány astronomy příštího, 17. století; proto byly uvedeny mezi 77 argumenty proti Koperníkovi v „New Almagest“ slavného italského astronoma Giovanniho Battisty Riccioliho .

Zastánci heliocentrického systému neúspěšně hledali roční paralaxy po celé 17. století. Předpokládá se, že v roce 1617 provedli Galileo Galilei a Benedetto Castelli v Itálii hledání roční paralaxy hvězdy Mizar ve Velké medvědice [10] [11] [12] . Byl to Galileo, kdo v roce 1611 navrhl diferenciální metodu pro hledání paralax: pokud jsou všechny hvězdy odstraněny v různých vzdálenostech od Země, pak se bližší hvězdy budou pohybovat silněji než vzdálenější hvězdy, ale budou se nacházet na obloze v sousedství. (bez ohledu na Galilea tuto metodu navrhl i Ital Lodovico Ramponi [13] ). Galileo tuto metodu popsal ve svém slavném „ Dialogech týkajících se dvou hlavních systémů světa “ [14] [15] .

V roce 1666 anglický fyzik a astronom Robert Hooke tvrdil, že se mu konečně podařilo odhalit roční paralaxu ve hvězdě γ Draconis . Hooke podrobně popsal svá měření v pojednání „Pokus dokázat pohyb Země“ [16] (1674), ale jeho výroky byly přijímány s velkou skepsí [17] . Mezi lety 1674 a 1681 podnikl Jean Picard ve Francii několik pokusů o detekci paralaxy jasné hvězdy v souhvězdí Lyry, ale všechny skončily neúspěchem. V roce 1689 učinil anglický astronom John Flamsteed prohlášení o objevu paralaxy Severní hvězdy , ale jeho práce byla kritizována Jacquesem Cassinim [18] [K 1] . Detekce ročních paralax byla daleko za možnostmi tehdejších astronomů.

V 18. a na počátku 19. století práce na detekci ročních paralax stále nevedly k výsledkům. V té době již nikdo z astronomů nepochyboval o heliocentrickém systému , ale hledání paralax bylo stále naléhavým úkolem, protože to byla v té době jediná známá metoda pro měření vzdáleností ke hvězdám. Během hledání ročních paralax byly učiněny další důležité objevy: aberace světla a nutace zemské osy ( James Bradley , 1727-28) [19] , orbitální pohyb složek dvojhvězd ( William Herschel , 1803 -04) [20] . Astronomové však ještě neměli dostatečně přesné přístroje, které by paralaxy detekovaly.

V roce 1814 Friedrich Wilhelm Struve začal pracovat na detekci ročních paralax na observatoři Derpt . První měření, která provedl před rokem 1821, obsahovala velké přístrojové chyby a Struvea neuspokojila, ale alespoň se mu podařilo stanovit správné řády paralaxy několika jasných hvězd [21] . Jím získaná Altairova paralaxa (0,181" ± 0,094") je tedy poměrně blízko moderní hodnotě (0,195") [22] .

V roce 1837 se Struveovi (s pomocí Fraunhoferova refraktoru instalovaného na observatoři Derpt) podařilo změřit paralaxu Vega (α Lyra), která se ukázala jako 0,125 "± 0,055". Tento výsledek publikoval Struve v knize Micrometric Measurements of Binary Stars, kde byla také dána kritéria, podle kterých by měly být hvězdy vybírány pro hledání jejich paralax, a byly položeny základy metody dynamických paralax . Struve sám však považoval hodnotu jím získané paralaxy Vegy za předběžnou. Struveova nová měření, publikovaná v roce 1839, vedla k dvojnásobnému výsledku, 0,262 "± 0,025", což vedlo vědce k pochybnostem o spolehlivosti jeho měření. Jak ukázal v roce 1952 pulkovský astronom A.N.Deutsch , Struveho měření byla dostatečně přesná, ale ve zpracování dat udělal chybu: pokud by jeho data byla zpracována správně, Struve by získal poměrně přesnou hodnotu paralaxy hvězdy. V současnosti se předpokládá, že paralaxa Vega je 0,128", což se prakticky shoduje s prvním Struveovým odhadem.

Ve stejném roce 1838 se německému astronomovi a matematikovi Friedrichu Besselovi na observatoři v Königsbergu podařilo změřit paralaxu hvězdy 61 Cygnus , která se rovnala 0,314 "± 0,014" (moderní hodnota je 0,287"). případě byl použit heliometr , který stejně jako Derpt Struve refraktor vyrobil J. Fraunhofer ... Besselovi se podařilo vysledovat periodickou změnu úhlové vzdálenosti 61 Cygnus od dvou slabých srovnávacích hvězd a zjistit, že v průběhu roku hvězda popisuje malou elipsu na obloze, jak to vyžaduje teorie. Z tohoto důvodu je priorita při určování ročních paralax hvězd obvykle připisována Besselovi.

Konečně v roce 1838 byla zveřejněna také data anglického astronoma Thomase Hendersona (Cape of Good Hope Observatory), kterému se podařilo změřit paralaxu hvězdy α Centauri : 1,16 "± 0,11" (moderní hodnota je 0,747"). S ohledem na práci Bessela, Struvea a Hendersona řekl vynikající anglický astronom John Herschel : "Stěna, která bránila našemu pronikání do hvězdného vesmíru, byla prolomena téměř současně na třech místech" [23] .

Pokrok v určování ročních paralax byl brzděn významnými systematickými chybami přístrojů a konkrétních pozorovatelů. Do konce 19. století byly určeny paralaxy ne více než stovky hvězd a výsledky pro každou konkrétní hvězdu se velmi lišily od observatoře k observatoři [24] .

Situaci do značné míry napravilo použití fotografie z konce 19. století. Standardní technika pro fotografické určení paralax byla vyvinuta americkým astronomem Frankem Schlesingerem v roce 1903. Díky Schlesingerovu úsilí byly chyby v určování paralax sníženy na 0,01". Schlesingerův katalog, vydaný v roce 1924, obsahoval 1870 spolehlivě změřených paralax [25] .

Aktuální stav problému

V současné době pozemní optická měření umožňují v některých případech snížit chybu měření paralaxy na 0,005" [26] , což odpovídá limitní vzdálenosti 200 ks. Další zvýšení přesnosti měření bylo možné díky k použití vesmírných dalekohledů . ) v roce 1989 byl vypuštěn vesmírný dalekohled Hipparcos , který umožnil změřit paralaxy více než 100 tisíc hvězd s přesností 0,001“. V roce 2013 ESA vypustila nový vesmírný dalekohled Gaia . Plánovaná přesnost měření paralaxy jasných hvězd (až 15 m ) bude vyšší než 25 miliontin sekundy, u slabých hvězd (asi 20 m ) - až 300 miliontin sekundy. Měření ročních paralax také umožňuje vyrobit jeden z přístrojů vesmírného dalekohledu. Hubbleův širokoúhlý fotoaparát 3 . Přesnost měření paralaxy je od 20 do 40 miliontin sekundy, což umožňuje měřit vzdálenosti až do 5 kiloparseků. Konkrétně byla měřena paralaxa proměnné hvězdy SU Aurigae [27] [28] .

Významným počinem konce 20. století bylo použití rádiové interferometrie ultra dlouhého dosahu pro měření paralaxy [29] . Chyba v tomto případě může být až 10 miliontin obloukové sekundy. Tato metoda se používá k měření vzdálenosti ke kompaktním rádiovým zdrojům - kosmickým maserům , rádiovým pulsarům atd. Pomocí této metody bylo tedy možné změřit vzdálenost k objektu Sagittarius B2 - oblaku plynu a prachu s rychlou tvorbou hvězd , nachází 100-120 parseků od středu naší Galaxie . Výsledky měření ukázaly, že Sagittarius B2 se nachází ve vzdálenosti 7,8 ± 0,8 kpc, což udává vzdálenost do středu Galaxie 7,9 ± 0,8 kpc [30] . Měření paralax ultrakompaktních extragalaktických rádiových zdrojů je jedním z cílů plánovaného ruského vesmírného experimentu Milimetron , vesmírné observatoře v milimetrové, submilimetrové a infračervené oblasti [31] .

Viz také

Komentáře

  1. ↑ Je možné, že Hooke a Flamsteed skutečně dokázali zaregistrovat posun hvězd, ale ne kvůli roční paralaxe, ale kvůli aberaci světla , která, jak později ukázal Bradley , je také důkazem rotace Země kolem Slunce (Fernie 1975, s. 223).

Poznámky

  1. ↑ 1 2 Paralaxa (v astronomii) // Velká sovětská encyklopedie  : [ve 30 svazcích]  / kap. vyd. A. M. Prochorov . - 3. vyd. - M  .: Sovětská encyklopedie, 1969-1978.
  2. ↑ Astronet > Paralaxa . Získáno 25. listopadu 2015. Archivováno z originálu dne 26. dubna 2016.
  3. ↑ Veselovský, 1961 , s. 62.
  4. ↑ Žitomirskij, 1983 , s. 310.
  5. ↑ Afrika, 1961 , s. 406.
  6. ↑ Rawlins, 2008 , str. 24-29.
  7. ↑ Afrika, 1961 , s. 407.
  8. ↑ [www.astro-cabinet.ru/library/Copernic/Index.htm Copernicus, O rotaci nebeských sfér, s. 35]
  9. ↑ Siebert, 2005 , str. 253.
  10. ↑ Siebert, 2005 , str. 257-262.
  11. ↑ Ondra L., Nový pohled na Mizara . Získáno 15. června 2014. Archivováno z originálu 10. června 2020.
  12. ↑ Graney CM, The Accuracy of Galileo's Observations and the Early Search for Stellar Parallaxe . Získáno 29. dubna 2020. Archivováno z originálu dne 21. května 2022.
  13. ↑ Siebert, 2005 , str. 254.
  14. ↑ Berry, 1946 , str. 147.
  15. ↑ Hoskin, 1966 , str. 23.
  16. ↑ Robert Hooke, Pokus o prokázání pohybu Země pomocí pozorování Archivováno 21. června 2014 na Wayback Machine
  17. ↑ Van Helden, 1985 , s. 157.
  18. ↑ Van Helden, 1985 , s. 158.
  19. ↑ Berry, 1946 , str. 222-228.
  20. ↑ Berry, 1946 , str. 291-293.
  21. ↑ Hoffleit, 1949 , str. 266.
  22. ↑ Erpylev, 1958 , str. 75.
  23. ↑ Pannekoek, 1966 , str. 373.
  24. ↑ Hirshfeld, 2013 , str. 270.
  25. ↑ Pannekoek, 1966 , str. 380-381.
  26. ↑ Efremov, 2003 , str. 41.
  27. ↑ Riess a kol. Parallax Beyond a Kiloparsec from Spatially Scanning the Wide Field Camera 3 na Hubble Space Telescope Archivováno 3. července 2017 na Wayback Machine .
  28. ↑ Hubbleův Hubbleův teleskop NASA od Villarda JD prodlužuje hvězdnou páskovou měrku 10krát dál do vesmíru Archivováno 17. února 2019 na Wayback Machine .
  29. ↑ VLBI Astrometrie . Datum přístupu: 18. června 2014. Archivováno z originálu 2. března 2016.
  30. ↑ Reid, 2012 , str. 189.
  31. ↑ Milimetr. Účel a vědecké úkoly. . Datum přístupu: 18. června 2014. Archivováno z originálu 9. března 2016.

Literatura

Odkazy

  Přejděte na položku Wikidata  Slovníky a encyklopedie
 Historie astronomie
starověké období
Středověk
Vznik teoretické astronomie
17. stoletíZákon gravitace
18. století
19. stoletíObjev Neptunu
20. stoletíHubbleův dalekohled