Årlig stjerneparallakse

En stjernes årlige parallakse er en ændring i en stjernes koordinater , forårsaget af en ændring i observatørens position på grund af Jordens banebevægelse omkring Solen. Det er et bevis på Jordens bevægelse omkring Solen og den vigtigste metode til at måle afstande til stjerner . Værdien af ​​den årlige parallakse af en given stjerne er lig med den vinkel, hvor den semi-hovedakse i Jordens kredsløb er synlig fra afstanden af ​​denne stjerne. I lyset af de enorme afstande til stjernerne overstiger de årlige parallakser, selv for de nærmeste af dem, ikke et buesekund.

Grundlæggende

På grund af Jordens omdrejning omkring Solen skal stjernernes positioner på himlen opleve et parallaktisk skift. Den tilsyneladende form af en stjernes bane på himlen har form som en ellipse, hvis hovedhalvakse er parallel med ekliptikken.

Hvis stjernen observeres nær ekliptika , så er den maksimale parallaktiske vinkel , dvs. vinklen dannet af stjernen, Jorden og Solen findes ud fra forholdet

hvor er afstanden mellem Jorden og Solen, er afstanden fra Solen til stjernen. Hvis stjernen observeres nær den ekliptiske pol , så beregnes den parallaktiske vinkel ved formlen

Da stjernernes årlige parallakser er ekstremt små, er sinus og tangens af en vinkel lig med værdien af ​​denne vinkel, udtrykt i radianer . Derfor er parallaksen under alle omstændigheder proportional med afstanden fra Jorden til Solen (én AU ) og omvendt proportional med afstanden til stjernen.

I praksis, når man måler stjerneparallakser, bestemmes en stjernes position normalt i forhold til andre, meget svagere stjerner, som antages at være meget fjernere end den stjerne, der undersøges ( differentiel metode til måling af årlige parallakser).

Hvis en stjernes parallakse bestemmes ved direkte at måle vinklerne, som beskrevet ovenfor, så taler man om en trigonometrisk parallakse [1] . Ud over trigonometriske er der i øjeblikket andre metoder til at bestemme afstandene til stjerner. For eksempel giver studiet af nogle stjerners spektre os mulighed for at estimere deres absolutte størrelse og dermed afstanden. Hvis den konverteres til en parallaktisk vinkel, så kaldes den resulterende værdi den spektrale parallakse [1] . Der er også dynamiske , gruppe , gennemsnitlige og energi parallakser [2] . Det skal dog huskes, at i sidste ende kræver alle metoder til bestemmelse af afstande kalibrering ved hjælp af den trigonometriske metode. Når den målte parallakse evalueres, er en korrektion også nødvendig for at tage højde for Lutz-Kelker-effekten .

Historie

Historien om søgningen efter stjerneparallakser er uløseligt forbundet med problemet med jordens bevægelse, påstanden om verdens heliocentriske system .

Verdens heliocentriske system blev først foreslået af den antikke græske astronom Aristarchus fra Samos (3. århundrede f.Kr.). Archimedes (en af ​​hovedkilderne til vores viden om denne teori) rapporterer, at ifølge Aristarchos er størrelsen af ​​kuglen af ​​fiksstjerner "sådan, at cirklen, der ifølge ham beskrives af Jorden, er i afstanden fra fiksstjernerne i samme forhold som kuglens centrum er til dens overflade” [3] . Det betyder formentlig, at Aristarchus har forklaret uobserverbarheden af ​​stjerners årlige parallakser med deres store afsides beliggenhed - så stor, at radius af Jordens kredsløb er ubetydelig lille i forhold til afstanden til stjernerne [4] [5] [6] .

Da verdens heliocentriske system blev fremsat igen af ​​den polske astronom Nicolaus Copernicus i begyndelsen af ​​det 16. århundrede, opstod spørgsmålet om årlige parallaksers uobserverbarhed igen. Kopernikus gav det samme svar som Aristarchus 1800 år før ham [7] : Stjernerne er for langt væk til, at deres årlige parallakser kan måles direkte. Som han skriver i sin bog " Om de himmelske sfærers rotation ", fraværet af årlige parallakser i stjerner

… beviser kun deres umådelige højde, hvilket får selv den årlige bevægelses kredsløb eller dens refleksion til at forsvinde af syne, da ethvert synligt objekt svarer til en vis afstand, udover hvilket det ikke længere bemærkes, som vist i optik [8]

Kopernikus' svar overbeviste ikke tilhængerne om jordens ubevægelighed. Forsøg på at måle årlige parallakser blev gjort af den danske astronom Tycho Brahe i slutningen af ​​1500-tallet; Selvfølgelig havde ingen af ​​de 777 stjerner inkluderet i hans katalog parallakse registreret [9] . I modsætning til det kopernikanske verdenssystem foreslog han sit eget geo-heliocentriske system af verden . Tycho hævdede, at hvis stjernerne er så langt væk, som kopernikerne antyder, så skal afstanden fra Saturn til stjernerne for det første være uforholdsmæssig stor, og for det andet skal stjernerne i dette tilfælde have en uforholdsmæssig stor lineær størrelse. De samme argumenter mod det heliocentriske system blev gentagne gange gentaget af astronomer fra det næste, 17. århundrede; således blev de opført blandt de 77 argumenter mod Copernicus i "New Almagest" af den berømte italienske astronom Giovanni Battista Riccioli .

Tilhængere af det heliocentriske system foretog mislykkede søgninger efter årlige parallakser gennem det 17. århundrede. Det antages, at søgningen efter den årlige parallakse af stjernen Mizar i Ursa Major i 1617 blev udført af Galileo Galilei og Benedetto Castelli i Italien [10] [11] [12] . Det var Galileo, der i 1611 foreslog en differentiel metode til at søge efter parallakser: hvis alle stjerner fjernes i forskellige afstande fra Jorden, vil de tættere stjerner bevæge sig stærkere end de fjernere stjerner, men placeret på himlen i nabolaget (uanset Galileo blev denne metode også foreslået af italieneren Lodovico Ramponi [13] ). Galileo beskrev denne metode i hans berømte " Dialoger vedrørende verdens to hovedsystemer " [14] [15] .

I 1666 hævdede den engelske fysiker og astronom Robert Hooke , at det endelig var lykkedes ham at opdage en årlig parallakse i stjernen γ Draconis . Hooke gav en detaljeret beskrivelse af sine målinger i afhandlingen "Et forsøg på at bevise jordens bevægelse" [16] (1674), men hans udtalelser blev modtaget med stor skepsis [17] . Mellem 1674 og 1681 gjorde Jean Picard i Frankrig adskillige forsøg på at opdage parallaksen af ​​en lysstærk stjerne i stjernebilledet Lyra, men de endte alle i fiasko. I 1689 afgav den engelske astronom John Flamsteed en udtalelse om opdagelsen af ​​Nordstjernens parallakse , men hans arbejde blev kritiseret af Jacques Cassini [18] [K 1] . Påvisningen af ​​årlige parallakser var langt ud over datidens astronomers evner.

I det 18. og begyndelsen af ​​det 19. århundrede førte arbejdet med påvisning af årlige parallakser stadig ikke til resultater. På det tidspunkt var ingen af ​​astronomerne længere i tvivl om det heliocentriske system , men eftersøgningen af ​​parallakser var stadig en presserende opgave, da det var den eneste kendte metode på det tidspunkt til at måle afstande til stjerner. Under jagten på årlige parallakser blev andre vigtige opdagelser gjort: lysets aberration og nutationen af ​​jordens akse ( James Bradley , 1727-28) [19] , kredsløbsbevægelsen af ​​komponenterne i dobbeltstjerner ( William Herschel , 1803) -04) [20] . Astronomer havde dog endnu ikke instrumenter, der var nøjagtige nok til at opdage parallakser.

I 1814 vendte Friedrich Wilhelm Struve sig til at arbejde med påvisning af årlige parallakser ved Derpt-observatoriet . De første målinger, han foretog før 1821, indeholdt store instrumentelle fejl og tilfredsstillede ikke Struve, men i det mindste lykkedes det ham at fastslå de korrekte størrelsesordener for parallakserne af flere klare stjerner [21] . Altairs parallakse opnået af ham (0,181" ± 0,094") er således ret tæt på den moderne værdi (0,195") [22] .

I 1837 lykkedes det Struve (ved hjælp af Fraunhofer -refraktoren installeret ved Derpt-observatoriet) at måle Vega -parallaksen (α Lyra), som viste sig at være 0,125 "± 0,055". Dette resultat blev udgivet af Struve i bogen Micrometric Measurements of Binary Stars, hvor kriterierne også blev givet efter hvilke stjerner der skulle vælges til at søge efter deres parallakser, og grundlaget for metoden med dynamiske parallakser blev lagt . Imidlertid anså Struve selv værdien af ​​Vegas parallakse, som han opnåede, for at være foreløbig. Struves nye målinger, udgivet i 1839, førte til det dobbelte af resultatet, 0,262 "± 0,025", hvilket fik videnskabsmænd til at tvivle på pålideligheden af ​​hans målinger. Som Pulkovo-astronomen A.N. Deutsch viste i 1952, var Struves målinger nøjagtige nok, men han begik en fejl i databehandlingen: Hvis hans data var blevet behandlet korrekt, ville Struve have opnået en ret præcis værdi af stjernens parallakse. På nuværende tidspunkt antages Vega-parallaksen at være 0,128", hvilket praktisk talt falder sammen med Struves første estimat.

I samme 1838 lykkedes det den tyske astronom og matematiker Friedrich Bessel ved Königsberg-observatoriet at måle parallaksen af ​​stjernen 61 Cygnus , som viste sig at være lig med 0,314 "± 0,014" (den moderne værdi er 0,287"). tilfælde blev der brugt et heliometer , der ligesom Derpt Struve-refraktoren blev lavet af J. Fraunhofer ... Bessel var i stand til at spore den periodiske ændring i vinkelafstanden af ​​61 Cygnus fra to svage sammenligningsstjerner og fastslå, at hele året rundt stjernen beskriver en lille ellipse på himlen, som krævet af teorien. Det er af denne grund, at prioriteten ved bestemmelse af stjerners årlige parallakser normalt tilskrives Bessel.

Endelig, i 1838, blev data fra den engelske astronom Thomas Henderson (Cape of Good Hope Observatory) også offentliggjort, som formåede at måle parallaksen af ​​stjernen α Centauri : 1,16 "± 0,11" (den moderne værdi er 0,747 ") Med Bessel, Struves og Hendersons arbejde i tankerne sagde den fremragende engelske astronom John Herschel : "Den mur, der forhindrede vores indtrængning i stjerneuniverset, blev brudt næsten samtidigt tre steder" [23] .

Fremskridt med at bestemme de årlige parallakser blev hæmmet af betydelige systematiske fejl i instrumenter og specifikke observatører. I slutningen af ​​det 19. århundrede blev parallakserne for ikke mere end hundrede stjerner bestemt, og resultaterne for hver bestemt stjerne varierede meget fra observatorium til observatorium [24] .

Situationen blev stort set rettet ved brug af fotografi fra slutningen af ​​1800-tallet. Standardteknikken til fotografisk bestemmelse af parallakser blev udviklet af den amerikanske astronom Frank Schlesinger i 1903. Takket være Schlesinger's indsats blev fejl ved bestemmelse af parallakser reduceret til 0,01". Schlesingers katalog, udgivet i 1924, indeholdt 1870 pålideligt målte parallakser [25] .

Den aktuelle tilstand af problemet

På nuværende tidspunkt gør jordbaserede optiske målinger det muligt i nogle tilfælde at reducere fejlen i parallaksemålingen til 0,005" [26] , hvilket svarer til en begrænsende afstand på 200 pct. En yderligere forøgelse af målingernes nøjagtighed er blevet mulig takket være til brugen af ​​rumteleskoper . ) i 1989 blev Hipparcos - rumteleskopet opsendt , hvilket gjorde det muligt at måle parallakserne af mere end 100 tusind stjerner med en nøjagtighed på 0,001". I 2013 lancerede ESA et nyt rumteleskop, Gaia . Den planlagte nøjagtighed af måling af parallaksen af ​​klare stjerner (op til 15 m ) vil være højere end 25 milliontedele af et sekund, for svage stjerner (ca. 20 m ) - op til 300 milliontedele af et sekund. Målingen af ​​årlige parallakser gør det også muligt at fremstille et af Rumteleskopets instrumenter . Hubble - vidvinkelkamera 3 . Nøjagtigheden af ​​parallaksen er fra 20 til 40 milliontedele af et sekund, hvilket gør det muligt at måle afstande op til 5 kiloparsek. Især blev parallaksen af ​​den variable stjerne SU Aurigae [27] [28] målt .

En væsentlig bedrift i slutningen af ​​det 20. århundrede var brugen af ​​ultra-langrækkende radiointerferometri til parallaksemålinger [29] . Fejlen i dette tilfælde kan være op til 10 milliontedele af et buesekund. Denne metode bruges til at måle afstanden til kompakte radiokilder - kosmiske masere , radiopulsarer osv. Så ved hjælp af denne metode var det muligt at måle afstanden til Sagittarius B2 -objektet - en gas- og støvsky med hurtig stjernedannelse , placeret 100-120 parsecs fra centrum af vores galakse . Måleresultaterne viste, at Sagittarius B2 er placeret i en afstand på 7,8 ± 0,8 kpc, hvilket giver en afstand til centrum af galaksen på 7,9 ± 0,8 kpc [30] . Måling af parallakserne fra ultrakompakte ekstragalaktiske radiokilder er et af målene for det planlagte russiske rumeksperiment Millimetron , et rumobservatorium i millimeter-, submillimeter- og infrarødområdet [31] .

Se også

Kommentarer

  1. ↑ Det er muligt, at Hooke og Flamsteed faktisk formåede at registrere stjernernes forskydning, men ikke på grund af den årlige parallakse, men på grund af lysets aberration , hvilket, som Bradley senere viste , også er bevis på Jordens rotation omkring Sun (Fernie 1975, s. 223).

Noter

  1. ↑ 1 2 Parallax (i astronomi) // Great Soviet Encyclopedia  : [i 30 bind]  / kap. udg. A. M. Prokhorov . - 3. udg. - M .  : Sovjetisk encyklopædi, 1969-1978.
  2. ↑ Astronet > Parallaxe . Hentet 25. november 2015. Arkiveret fra originalen 26. april 2016.
  3. ↑ Veselovsky, 1961 , s. 62.
  4. ↑ Zhitomirsky, 1983 , s. 310.
  5. ↑ Afrika, 1961 , s. 406.
  6. ↑ Rawlins, 2008 , s. 24-29.
  7. ↑ Afrika, 1961 , s. 407.
  8. ↑ [www.astro-cabinet.ru/library/Copernic/Index.htm Copernicus, Om de himmelske sfærers rotation, s. 35]
  9. ↑ Siebert, 2005 , s. 253.
  10. ↑ Siebert, 2005 , s. 257-262.
  11. ↑ Ondra L., A New View Of Mizar . Hentet 15. juni 2014. Arkiveret fra originalen 10. juni 2020.
  12. ↑ Graney CM, Nøjagtigheden af ​​Galileos observationer og den tidlige søgning efter stjerneparallakse . Hentet 29. april 2020. Arkiveret fra originalen 21. maj 2022.
  13. ↑ Siebert, 2005 , s. 254.
  14. ↑ Berry, 1946 , s. 147.
  15. ↑ Hoskin, 1966 , s. 23.
  16. ↑ Robert Hooke, et forsøg på at bevise jordens bevægelse af observationer arkiveret 21. juni 2014 på Wayback Machine
  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 al. Parallax Beyond a Kiloparsec fra Spatial Scanning the Wide Field Camera 3 på Hubble Space Telescope Arkiveret 3. juli 2017 på Wayback Machine .
  28. ↑ Villard JD NASA's Hubble forlænger det stjernernes målebånd 10 gange længere ud i rummet Arkiveret 17. februar 2019 på Wayback Machine .
  29. ↑ VLBI Astrometri . Dato for adgang: 18. juni 2014. Arkiveret fra originalen 2. marts 2016.
  30. ↑ Reid, 2012 , s. 189.
  31. ↑ Millimetron. Formål og videnskabelige opgaver. . Dato for adgang: 18. juni 2014. Arkiveret fra originalen 9. marts 2016.

Litteratur

Links

  Gå til Wikidata-elementet  Ordbøger og encyklopædier
 Astronomis historie
oldtidsperiode
Middelalderen
Dannelsen af ​​teoretisk astronomi
17. århundredeTyngdeloven
1700-tallet
19. århundredeOpdagelsen af ​​Neptun
20. århundredeHubble teleskop