Éves csillagparallaxis

A csillagok éves parallaxisa a csillag koordinátáinak változása , amelyet a megfigyelő helyzetének változása okoz a Földnek a Nap körüli keringési mozgása következtében. Ez a Föld Nap körüli mozgásának bizonyítéka és a csillagok távolságának mérésének fő módszere . Egy adott csillag éves parallaxisának értéke megegyezik azzal a szöggel, amelynél a Föld pályájának fél-főtengelye látható a csillag távolságából. Tekintettel a csillagok hatalmas távolságaira, az éves parallaxisok még a legközelebbinél sem haladják meg az ívmásodpercet.

Alapok

A Föld Nap körüli forgása miatt az égbolton a csillagok helyzetének parallaktikus eltolódást kell tapasztalnia. Egy csillag pályájának látszólagos alakja az égen ellipszis alakú, amelynek fő féltengelye párhuzamos az ekliptikával.

Ha a csillagot az ekliptika közelében figyeljük meg , akkor a maximális parallaktikus szög , pl. a relációból megtaláljuk a csillag, a Föld és a Nap által alkotott szöget

ahol a Föld és a Nap távolsága, az a Nap és a csillag távolsága. Ha a csillagot az ekliptika pólusa közelében figyeljük meg , akkor a parallaktikus szöget a képlet alapján számítjuk ki

Mivel a csillagok éves parallaxisa rendkívül kicsi, egy szög szinusza és tangense megegyezik magának a szögnek a radiánban kifejezett értékével . Ezért a parallaxis minden esetben arányos a Föld és a Nap távolságával (egy AU ), és fordítottan arányos a csillag távolságával.

A gyakorlatban a csillagparallaxisok mérésekor a csillagok helyzetét általában más, sokkal halványabb csillagokhoz viszonyítva határozzák meg, amelyekről feltételezik, hogy sokkal távolabb vannak, mint a vizsgált csillag ( differenciális módszer az éves parallaxisok mérésére).

Ha egy csillag parallaxisát a szögek közvetlen mérésével határozzuk meg, a fent leírtak szerint, akkor trigonometrikus parallaxisról beszélünk [1] . A trigonometrikuson kívül jelenleg más módszerek is léteznek a csillagok távolságának meghatározására. Például egyes csillagok spektrumának tanulmányozása lehetővé teszi, hogy megbecsüljük az abszolút nagyságukat , és így a távolságukat is. Ha ezt parallaktikus szöggé alakítjuk, akkor a kapott értéket spektrális parallaxisnak nevezzük [1] . Léteznek még dinamikus , csoportos , átlagos és energiaparallaxisok [ 2] . Emlékeztetni kell azonban arra, hogy végső soron a távolságok meghatározására szolgáló összes módszer trigonometrikus módszerrel történő kalibrálást igényel. Ezenkívül a mért parallaxis értékelésekor korrekcióra van szükség a Lutz-Kelker effektus figyelembevétele érdekében .

Történelem

A csillagparallaxisok kutatásának története elválaszthatatlanul összefügg a Föld mozgásának problémájával, a világ heliocentrikus rendszerének kijelentésével .

A világ heliocentrikus rendszerét először az ókori görög csillagász , a szamoszi Arisztarchosz javasolta (Kr. e. 3. század). Arkhimédész (az elmélettel kapcsolatos ismereteink egyik fő forrása) arról számol be, hogy Arisztarkhosz szerint az állócsillagok gömbjének mérete „olyan, hogy az általa a Föld által leírt kör távolsága kb. az állócsillagok olyan arányban, mint a labda középpontja a felületéhez képest” [3] . Ez valószínűleg azt jelenti, hogy Arisztarchosz a csillagok éves parallaxisának megfigyelhetetlenségét a nagy távolságukkal magyarázta – olyan nagy, hogy a Föld pályájának sugara elhanyagolhatóan kicsi a csillagok távolságához képest [4] [5] [6] .

Amikor a 16. század elején Nicolaus Kopernikusz lengyel csillagász ismét felvetette a világ heliocentrikus rendszerét, ismét felmerült az éves parallaxisok megfigyelhetetlenségének kérdése. Kopernikusz ugyanazt a választ adta, mint Arisztarchosz 1800 évvel előtte [7] : a csillagok túl messze vannak ahhoz, hogy éves parallaxisuk közvetlenül mérhető legyen. Ahogy az „ Az égi szférák forgásáról ” című könyvében írja, az éves parallaxisok hiánya a csillagokban

…csak a mérhetetlen magasságukat bizonyítja, ami miatt még az éves mozgás pályája vagy annak visszaverődése is eltűnik a látómezőből, hiszen minden látható tárgy megfelel egy bizonyos távolságnak, amelyen túl már nem veszik észre, ahogy az optikában is látható [8]

Kopernikusz válasza nem győzte meg a híveket a Föld mozdulatlanságáról. Az éves parallaxisok mérésére Tycho Brahe dán csillagász tett kísérletet a 16. század végén; Természetesen a katalógusában szereplő 777 csillag egyikében sem volt rögzítve parallaxis [9] . A kopernikuszi világrendszerrel szemben saját, geo-héliocentrikus világrendszerét javasolta . Tycho azzal érvelt, hogy ha a csillagok olyan távol vannak, mint a kopernikusziak javasolják, akkor először is a Szaturnusz és a csillagok közötti távolságnak aránytalanul nagynak kell lennie, másrészt a csillagoknak ebben az esetben aránytalanul nagy lineáris mérettel kell rendelkezniük. Ugyanezeket az érveket a heliocentrikus rendszer ellen ismételten megismételték a következő, 17. század csillagászai; így a híres olasz csillagász, Giovanni Battista Riccioli "Új Almagest" című művében a Kopernikusz elleni 77 érv közé sorolták őket .

A heliocentrikus rendszer támogatói a 17. század során sikertelenül keresték az éves parallaxisokat. Feltételezik, hogy 1617-ben az Ursa Majorban található Mizar csillag éves parallaxisának keresését Galileo Galilei és Benedetto Castelli végezte Olaszországban [10] [11] [12] . Galilei volt az, aki 1611-ben egy differenciális módszert javasolt a parallaxisok keresésére: ha az összes csillagot eltávolítjuk a Földtől különböző távolságra, akkor a közelebbi csillagok erősebben mozognak, mint a távolabbi csillagok, de az égen a szomszédságban helyezkednek el. (Galileótól függetlenül ezt a módszert az olasz Lodovico Ramponi is javasolta [13] ). Galilei ezt a módszert írta le a híres " Párbeszédek a világ két fő rendszeréről " című művében [14] [15] .

1666-ban Robert Hooke angol fizikus és csillagász azt állította, hogy végre sikerült kimutatnia egy éves parallaxist a γ Draconis csillagban . Hooke részletes leírást adott méréseiről az "Kísérlet a Föld mozgásának bizonyítására" című értekezésében [16] (1674), de kijelentéseit nagy szkepticizmussal fogadták [17] . 1674 és 1681 között Jean Picard Franciaországban többször is kísérletet tett egy fényes csillag parallaxisának észlelésére a Lyra csillagképben, de mindegyik kudarccal végződött. 1689-ben John Flamsteed angol csillagász nyilatkozott a Sarkcsillag parallaxisának felfedezéséről , de munkáját Jacques Cassini [18] [K 1] bírálta . Az éves parallaxisok kimutatása messze meghaladta az akkori csillagászok képességeit.

A 18. században és a 19. század elején az éves parallaxisok kimutatására irányuló munka még mindig nem vezetett eredményre. Ekkor már egyik csillagász sem kételkedett a heliocentrikus rendszerben , de a parallaxisok felkutatása továbbra is sürgős feladat volt, hiszen akkoriban ez volt az egyetlen ismert módszer a csillagok távolságának mérésére. Az éves parallaxisok kutatása során további fontos felfedezések születtek: a fény aberrációja és a Föld tengelyének nutációja ( James Bradley , 1727-28) [19] , a kettőscsillagok összetevőinek keringési mozgása ( William Herschel , 1803). -04) [20] . A csillagászok azonban még nem rendelkeztek olyan műszerekkel, amelyek elég pontosak lettek volna a parallaxisok észleléséhez.

1814 - ben Friedrich Wilhelm Struve a Derpti Obszervatóriumban az éves parallaxisok kimutatásával foglalkozott . Az 1821 előtt végzett első mérései nagy műszeres hibákat tartalmaztak, és nem elégítették ki Struve-t, de legalább sikerült felállítania több fényes csillag parallaxisának helyes nagyságrendjét [21] . Így az általa kapott Altair parallaxis (0,181" ± 0,094") meglehetősen közel áll a modern értékhez (0,195") [22] .

1837-ben Struve-nak ( a Derpti Obszervatóriumban telepített Fraunhofer refraktor segítségével) sikerült megmérnie a Vega parallaxist (α Lyra), amely 0,125 "± 0,055"-nek bizonyult. Ezt az eredményt Struve publikálta a Micrometric Measurements of Binary Stars című könyvében, ahol megadták azokat a kritériumokat is, amelyek alapján kell kiválasztani a csillagokat a parallaxisok kereséséhez, és lefektették a dinamikus parallaxis módszerének alapjait . Maga Struve azonban előzetesnek tartotta az általa megszerzett Vega parallaxis értékét. Struve 1839-ben közzétett új mérései kétszeres eredményt, 0,262 ± 0,025-öt eredményeztek, ami miatt a tudósok kétségbe vonták méréseinek megbízhatóságát. Amint azt A. N. Deutsch pulkovói csillagász 1952-ben kimutatta, Struve mérései kellően pontosak voltak, ám az adatfeldolgozás során hibát követett el: ha adatait helyesen dolgozták volna fel, Struve meglehetősen pontos értéket kapott volna a csillag parallaxisáról. Jelenleg a Vega parallaxist 0,128"-nak feltételezik, ami gyakorlatilag egybeesik Struve első becslésével.

Ugyanebben az 1838-ban Friedrich Bessel német csillagásznak és matematikusnak a Königsberg Obszervatóriumban sikerült megmérnie a 61 Cygnus csillag parallaxisát , amely 0,314 "± 0,014"-nek bizonyult (a mai érték 0,287"). esetben egy heliométert használtak , amelyet a Derpt Struve refraktorhoz hasonlóan J. Fraunhofer készített ... Bessel nyomon tudta követni a 61 Cygnus két halvány összehasonlító csillagtól való szögtávolságának periodikus változását, és megállapította, hogy az év során. a csillag egy kis ellipszist ír le az égen, ahogyan azt az elmélet megköveteli. Ez az oka annak, hogy a csillagok éves parallaxisának meghatározásában általában Besselnek tulajdonítják a prioritást.

Végül 1838-ban nyilvánosságra hozták Thomas Henderson angol csillagász (a Jóreménység foka Obszervatórium) adatait is, akinek sikerült megmérnie az α Centauri csillag parallaxisát : 1,16 "± 0,11" (a mai érték 0,747 ") Bessel, Struve és Henderson munkásságát szem előtt tartva a kiváló angol csillagász, John Herschel azt mondta: "A fal, amely megakadályozta, hogy behatoljunk a csillagvilági univerzumba, majdnem egyszerre három helyen is áttört" [23] .

Az éves parallaxisok meghatározásának előrehaladását a műszerek és a konkrét megfigyelők jelentős szisztematikus hibái hátráltatták. A 19. század végére legfeljebb száz csillag parallaxisát határozták meg, és az egyes csillagokra vonatkozó eredmények csillagvizsgálónként nagyon eltérőek voltak [24] .

A helyzetet nagyrészt korrigálta a 19. század végi fényképezés alkalmazása. A parallaxisok fényképészeti meghatározásának standard technikáját Frank Schlesinger amerikai csillagász dolgozta ki 1903-ban. Schlesinger erőfeszítéseinek köszönhetően a parallaxis-meghatározási hibák 0,01"-re csökkentek. Schlesinger 1924-ben megjelent katalógusa 1870 megbízhatóan mért parallaxist tartalmazott [25] .

A probléma jelenlegi állása

Jelenleg a földi optikai mérések bizonyos esetekben lehetővé teszik a parallaxismérés hibájának 0,005"-ra való csökkentését [26] , ami 200 pc-s határtávolságnak felel meg. A mérési pontosság további növelése lehetővé vált, köszönhetően űrteleszkópok használatához . ) 1989-ben felbocsátották a Hipparcos űrtávcsövet , amely több mint 100 ezer csillag parallaxisának mérését tette lehetővé 0,001" pontossággal. 2013-ban az ESA új űrteleszkópot, a Gaiát indított el . A fényes csillagok (15 m -ig) parallaxisának mérésének tervezett pontossága meghaladja a 25 milliomod másodpercet, a halvány csillagok (kb. 20 m ) esetében pedig a 300 milliomod másodpercet. Az éves parallaxis mérése lehetővé teszi az űrteleszkóp egyik műszerének előállítását is. Hubble széles látószögű kamera 3 . A parallaxis mérési pontossága 20-40 milliomod másodperc, ami akár 5 kiloparszekus távolság mérését teszi lehetővé. Különösen az SU Aurigae [27] [28] változócsillag parallaxisát mérték .

A 20. század végének jelentős vívmánya az ultra-nagy hatótávolságú rádióinterferometria alkalmazása a parallaxis mérésére [29] . A hiba ebben az esetben akár 10 milliomod ívmásodperc is lehet. Ezzel a módszerrel mérhető a távolság a kompakt rádióforrásoktól – kozmikus maserek , rádiópulzárok stb . Galaxisunk központjától 100-120 parszeknyire található . A mérési eredmények azt mutatták, hogy a Sagittarius B2 7,8 ± 0,8 kpc távolságra helyezkedik el, ami 7,9 ± 0,8 kpc távolságot ad a Galaxis középpontjától [30] . Ultrakompakt extragalaktikus rádióforrások parallaxisának mérése a tervezett orosz űrkísérlet , a Millimetron egyik célja a milliméteres, szubmilliméteres és infravörös tartományban működő űrobszervatórium [31] .

Lásd még

Megjegyzések

  1. ↑ Lehetséges, hogy Hooke-nak és Flamsteed-nek valóban sikerült regisztrálnia a csillagok elmozdulását, de nem az éves parallaxis miatt, hanem a fény aberrációja miatt , ami, ahogy Bradley később kimutatta , szintén a Föld forgásának bizonyítéka. Sun (Fernie 1975, 223. o.).

Jegyzetek

  1. ↑ 1 2 Parallax (a csillagászatban) // Nagy Szovjet Enciklopédia  : [30 kötetben]  / ch. szerk. A. M. Prohorov . - 3. kiadás - M .  : Szovjet Enciklopédia, 1969-1978.
  2. ↑ Asztronet > Parallax . Letöltve: 2015. november 25. Az eredetiből archiválva : 2016. április 26..
  3. ↑ Veselovsky, 1961 , p. 62.
  4. ↑ Zhitomirsky, 1983 , p. 310.
  5. ↑ Afrika, 1961 , p. 406.
  6. ↑ Rawlins, 2008 , p. 24-29.
  7. ↑ Afrika, 1961 , p. 407.
  8. ↑ [www.astro-cabinet.ru/library/Copernic/Index.htm Kopernikusz, Az égi szférák forgásáról, p. 35]
  9. ↑ Siebert, 2005 , p. 253.
  10. ↑ Siebert, 2005 , p. 257-262.
  11. ↑ Ondra L., A Mizar új képe . Letöltve: 2014. június 15. Az eredetiből archiválva : 2020. június 10.
  12. ↑ Graney CM, The Accuracy of Galileo's Observations and the Early Search for Stellar Parallax . Letöltve: 2020. április 29. Az eredetiből archiválva : 2022. május 21.
  13. ↑ Siebert, 2005 , p. 254.
  14. ↑ Berry, 1946 , p. 147.
  15. ↑ Hoskin, 1966 , p. 23.
  16. ↑ Robert Hooke, Kísérlet a Föld mozgásának bizonyítására megfigyelésekkel , 2014. június 21-én archiválva a Wayback Machine -nél
  17. ↑ Van Helden, 1985 , p. 157.
  18. ↑ Van Helden, 1985 , p. 158.
  19. ↑ Berry, 1946 , p. 222-228.
  20. ↑ Berry, 1946 , p. 291-293.
  21. ↑ Hoffleit, 1949 , p. 266.
  22. ↑ Erpylev, 1958 , p. 75.
  23. ↑ Pannekoek, 1966 , p. 373.
  24. ↑ Hirshfeld, 2013 , p. 270.
  25. ↑ Pannekoek, 1966 , p. 380-381.
  26. ↑ Efremov, 2003 , p. 41.
  27. ↑ Riess et al. Parallax Beyond a Kiloparsec from Spatially Scanning the Wide Field Camera 3 on the Hubble Space Telescope Archiválva 2017. július 3-án a Wayback Machine -nél .
  28. ↑ Villard JD A NASA Hubble-ja 10-szer messzebbre nyújtja a csillagmérő szalagot az űrben Archiválva : 2019. február 17. a Wayback Machine -nél .
  29. ↑ VLBI csillagászat . Hozzáférés dátuma: 2014. június 18. Az eredetiből archiválva : 2016. március 2.
  30. ↑ Reid, 2012 , p. 189.
  31. ↑ Milliméter. Cél és tudományos feladatok. . Hozzáférés időpontja: 2014. június 18. Az eredetiből archiválva : 2016. március 9.

Irodalom

Linkek

  Ugrás a Wikidata elemre  Szótárak és enciklopédiák
 A csillagászat története
ókori időszak
Középkorú
Az elméleti csillagászat kialakulása
17. századA gravitáció törvénye
18. század
19. századA Neptunusz felfedezése
20. századHubble teleszkóp