Årlig stjärnparallax

Den årliga parallaxen av en stjärna är en förändring i koordinaterna för en stjärna , orsakad av en förändring i observatörens position på grund av jordens omloppsrörelse runt solen. Det är ett bevis på jordens rörelse runt solen och den huvudsakliga metoden för att mäta avstånden till stjärnor . Värdet på den årliga parallaxen för en given stjärna är lika med vinkeln vid vilken den halvstora axeln i jordens omloppsbana är synlig från denna stjärnas avstånd. Med tanke på de enorma avstånden till stjärnorna överstiger de årliga parallaxerna inte ens för de närmaste av dem en bågsekund.

Grunderna

På grund av jordens rotation runt solen måste stjärnornas positioner på himlen uppleva ett parallaktiskt skifte. Den skenbara formen av en stjärnas bana på himlen har formen av en ellips, vars stora halvaxel är parallell med ekliptikan.

Om stjärnan observeras nära ekliptikan så är den maximala parallaktiska vinkeln , dvs. vinkeln som bildas av stjärnan, jorden och solen finns från relationen

var är avståndet mellan jorden och solen, är avståndet från solen till stjärnan. Om stjärnan observeras nära den ekliptiska polen , beräknas den parallaktiska vinkeln med formeln

Eftersom de årliga parallaxerna av stjärnor är extremt små, är sinus och tangent för en vinkel lika med värdet av den vinkeln själv, uttryckt i radianer . Därför är parallaxen i alla fall proportionell mot avståndet från jorden till solen (en AU ) och omvänt proportionell mot avståndet till stjärnan.

I praktiken, när man mäter stjärnparallaxer, bestäms vanligtvis en stjärnas position i förhållande till andra, mycket svagare stjärnor, som antas vara mycket längre bort än stjärnan som studeras ( differentiell metod för att mäta årliga parallaxer).

Om en stjärnas parallax bestäms genom att direkt mäta vinklarna, som beskrivits ovan, så talar man om en trigonometrisk parallax [1] . Förutom trigonometriska finns det för närvarande andra metoder för att bestämma avstånden till stjärnor. Till exempel, studien av spektra för vissa stjärnor gör det möjligt för oss att uppskatta deras absoluta magnitud , och därav avståndet. Om den omvandlas till en parallaktisk vinkel kallas det resulterande värdet för den spektrala parallaxen [1] . Det finns också dynamiska , grupp- , medel- och energiparallaxer [ 2] . Man måste dock komma ihåg att i slutändan alla metoder för att bestämma avstånd kräver kalibrering med den trigonometriska metoden. Vid utvärdering av den uppmätta parallaxen är också en korrigering nödvändig för att ta hänsyn till Lutz-Kelker-effekten .

Historik

Historien om sökandet efter stjärnparallaxer är oupplösligt kopplad till problemet med jordens rörelse, påståendet om världens heliocentriska system .

Världens heliocentriska system föreslogs först av den antika grekiske astronomen Aristarchus från Samos (3:e århundradet f.Kr.). Arkimedes (en av huvudkällorna till vår kunskap om denna teori) rapporterar att, enligt Aristarchos, storleken på sfären av fixstjärnor "är sådan att den cirkel som enligt honom beskrivs av jorden, är på avståndet från fixstjärnorna i samma förhållande som kulans centrum är till dess yta” [3] . Det betyder troligen att Aristarchus förklarade att stjärnornas årliga parallax inte kunde observeras med deras stora avstånd - så stor att radien på jordens omloppsbana är försumbart liten jämfört med avståndet till stjärnorna [4] [5] [6] .

När världens heliocentriska system fördes fram igen av den polske astronomen Nicolaus Copernicus i början av 1500-talet, uppstod återigen frågan om årliga parallaxers oobserverbarhet. Kopernikus gav samma svar som Aristarchus 1800 år före honom [7] : stjärnorna är för långt borta för att deras årliga parallaxer ska vara direkt mätbara. Som han skriver i sin bok " Om de himmelska sfärernas rotation ", frånvaron av årliga parallaxer i stjärnor

...bevisar bara deras omätbara höjd, vilket gör att även den årliga rörelsens omloppsbana eller dess reflektion försvinner ur sikte, eftersom varje synligt föremål motsvarar ett visst avstånd bortom vilket det inte längre märks, som visas i optiken [8]

Kopernikus svar övertygade inte anhängarna om jordens orörlighet. Försök att mäta årliga parallaxer gjordes av den danske astronomen Tycho Brahe i slutet av 1500-talet; Naturligtvis hade ingen av de 777 stjärnorna som ingår i hans katalog parallax registrerad [9] . I motsats till det kopernikanska världens system föreslog han sitt eget geo-heliocentriska system av världen . Tycho hävdade att om stjärnorna är så långt borta som Copernicans antyder, så måste för det första avståndet från Saturnus till stjärnorna vara oproportionerligt stort, och för det andra måste stjärnorna i det här fallet ha en oproportionerligt stor linjär storlek. Samma argument mot det heliocentriska systemet upprepades upprepade gånger av astronomer från nästa 1600-tal; sålunda listades de bland de 77 argumenten mot Copernicus i "New Almagest" av den berömda italienska astronomen Giovanni Battista Riccioli .

Anhängare av det heliocentriska systemet gjorde misslyckade sökningar efter årliga parallaxer under hela 1600-talet. Det antas att 1617 sökandet efter stjärnan Mizars årliga parallax i Ursa Major utfördes av Galileo Galilei och Benedetto Castelli i Italien [10] [11] [12] . Det var Galileo som 1611 föreslog en differentiell metod för att söka efter parallaxer: om alla stjärnor tas bort på olika avstånd från jorden, kommer de närmare stjärnorna att röra sig starkare än de mer avlägsna stjärnorna, men de ligger på himlen i grannskapet (oavsett Galileo föreslogs denna metod också av italienaren Lodovico Ramponi [13] ). Galileo beskrev denna metod i sin berömda " Dialogues Concerning the Two Chief Systems of the World " [14] [15] .

År 1666 hävdade den engelske fysikern och astronomen Robert Hooke att han äntligen hade lyckats upptäcka en årlig parallax i stjärnan γ Draconis . Hooke gav en detaljerad beskrivning av sina mätningar i avhandlingen "Ett försök att bevisa jordens rörelse" [16] (1674), men hans uttalanden mottogs med stor skepsis [17] . Mellan 1674 och 1681 gjorde Jean Picard i Frankrike flera försök att upptäcka parallaxen av en ljus stjärna i stjärnbilden Lyra, men de slutade alla i misslyckande. År 1689 gjorde den engelske astronomen John Flamsteed ett uttalande om upptäckten av Polstjärnans parallax , men hans arbete kritiserades av Jacques Cassini [18] [K 1] . Detekteringen av årliga parallaxer var långt bortom dåtidens astronomers förmåga.

Under 1700- och början av 1800-talet ledde arbetet med att detektera årliga parallaxer fortfarande inte till resultat. Vid den tiden tvivlade ingen av astronomerna längre på det heliocentriska systemet , men sökandet efter parallaxer var fortfarande en brådskande uppgift, eftersom det var den enda kända metoden vid den tiden för att mäta avstånd till stjärnor. Under sökandet efter årliga parallaxer gjordes andra viktiga upptäckter: ljusets aberration och jordaxelns nutation ( James Bradley , 1727-28) [19] , omloppsrörelsen för komponenterna i dubbelstjärnor ( William Herschel , 1803 ) -04) [20] . Men astronomerna hade ännu inte instrument som var tillräckligt exakta för att upptäcka parallaxer.

År 1814 vände sig Friedrich Wilhelm Struve till arbetet med att upptäcka årliga parallaxer vid Derpt-observatoriet . De första mätningarna han gjorde före 1821 innehöll stora instrumentella fel och tillfredsställde inte Struve, men han lyckades åtminstone fastställa de korrekta storleksordningarna för flera ljusstarka stjärnors parallaxer [21] . Således är Altairs parallax som erhållits av honom (0,181" ± 0,094") ganska nära det moderna värdet (0,195") [22] .

1837 lyckades Struve (med hjälp av Fraunhofer -refraktorn installerad vid Derpt-observatoriet) mäta Vega -parallaxen (α Lyra), som visade sig vara 0,125 "± 0,055". Detta resultat publicerades av Struve i boken Micrometric Measurements of Binary Stars, där kriterierna också gavs av vilka stjärnor som skulle väljas för att söka efter sina parallaxer, och grunden för metoden för dynamiska parallaxer lades . Struve ansåg dock själv värdet av Vegas parallax som han erhållit som preliminärt. Struves nya mätningar, publicerade 1839, ledde till det dubbla resultatet, 0,262 "± 0,025", vilket fick forskare att tvivla på tillförlitligheten av hans mätningar. Som Pulkovo-astronomen A.N. Deutsch visade 1952 var Struves mätningar tillräckligt exakta, men han gjorde ett misstag i databehandlingen: om hans data hade bearbetats korrekt skulle Struve ha fått ett ganska exakt värde på stjärnans parallax. I dagsläget antas Vega-parallaxen vara 0,128", vilket praktiskt taget sammanfaller med Struves första uppskattning.

Samma år 1838 lyckades den tyske astronomen och matematikern Friedrich Bessel vid Königsberg-observatoriet mäta parallaxen för stjärnan 61 Cygnus , som visade sig vara lika med 0,314 "± 0,014" (det moderna värdet är 0,287"). fall användes en heliometer , som, liksom Derpt Struve-refraktorn, tillverkades av J. Fraunhofer ... Bessel kunde spåra den periodiska förändringen i vinkelavståndet för 61 Cygnus från två svaga jämförelsestjärnor och fastställa att under hela året stjärnan beskriver en liten ellips på himlen, vilket krävs av teorin. Det är av denna anledning som prioriteringen vid bestämning av stjärnors årliga parallaxer vanligtvis tillskrivs Bessel.

Slutligen, 1838, offentliggjordes också data från den engelske astronomen Thomas Henderson (Cape of Good Hope Observatory), som lyckades mäta parallaxen för stjärnan α Centauri : 1,16 "± 0,11" (det moderna värdet är 0,747 ") Med tanke på arbetet av Bessel, Struve och Henderson, sa den enastående engelske astronomen John Herschel : "Väggen som förhindrade vår penetration in i stjärnuniversumet bröts nästan samtidigt på tre ställen" [23] .

Framstegen med att fastställa de årliga parallaxerna hämmades av betydande systematiska fel av instrument och specifika observatörer. I slutet av 1800-talet bestämdes parallaxerna för inte mer än hundra stjärnor, och resultaten för varje enskild stjärna varierade mycket från observatorium till observatorium [24] .

Situationen korrigerades till stor del genom användning av fotografi från slutet av 1800-talet. Standardtekniken för fotografisk bestämning av parallaxer utvecklades av den amerikanske astronomen Frank Schlesinger 1903. Tack vare Schlesinger ansträngningar reducerades felen vid bestämning av parallaxer till 0,01". Schlesingers katalog, publicerad 1924, innehöll 1870 tillförlitligt uppmätta parallaxer [25] .

Det aktuella läget för problemet

För närvarande gör markbaserade optiska mätningar det möjligt att i vissa fall minska felet i parallaxmätningen till 0,005" [26] , vilket motsvarar ett begränsande avstånd på 200 st. En ytterligare ökning av mätnoggrannheten har blivit möjlig tack vare till användningen av rymdteleskop . ) 1989 lanserades rymdteleskopet Hipparcos , vilket gjorde det möjligt att mäta parallaxerna för mer än 100 tusen stjärnor med en noggrannhet på 0,001". 2013 lanserade ESA ett nytt rymdteleskop, Gaia . Den planerade noggrannheten för att mäta parallaxen för ljusa stjärnor (upp till 15 m ) kommer att vara högre än 25 miljondelar av en sekund, för svaga stjärnor (cirka 20 m ) - upp till 300 miljondelar av en sekund. Mätningen av årliga parallaxer gör det också möjligt att producera ett av rymdteleskopets instrument. Hubble - vidvinkelkamera 3 . Parallaxmätnoggrannheten är från 20 till 40 miljondelar av en sekund, vilket gör det möjligt att mäta avstånd upp till 5 kiloparsecs. I synnerhet mättes parallaxen för den variabla stjärnan SU Aurigae [27] [28] .

En betydande prestation i slutet av 1900-talet var användningen av radiointerferometri med ultralång räckvidd för parallaxmätningar [29] . Felet i det här fallet kan vara upp till 10 miljondelar av en bågsekund. Denna metod används för att mäta avståndet till kompakta radiokällor - kosmiska masrar , radiopulsarer etc. Så med denna metod var det möjligt att mäta avståndet till Sagittarius B2 -objektet - ett gas- och dammmoln med snabb stjärnbildning , ligger 100-120 parsecs från mitten av vår galax . Mätresultaten visade att Sagittarius B2 ligger på ett avstånd av 7,8 ± 0,8 kpc, vilket ger ett avstånd till galaxens centrum på 7,9 ± 0,8 kpc [30] . Mätning av parallaxerna från ultrakompakta extragalaktiska radiokällor är ett av målen för det planerade ryska rymdexperimentet Millimetron , ett rymdobservatorium i millimeter-, submillimeter- och infrarödområdet [31] .

Se även

Kommentarer

  1. ↑ Det är möjligt att Hooke och Flamsteed faktiskt lyckades registrera stjärnornas förskjutning, men inte på grund av årlig parallax, utan på ljusets aberration , vilket, som Bradley senare visade , också är ett bevis på jordens rotation runt Sun (Fernie 1975, s. 223).

Anteckningar

  1. ↑ 1 2 Parallax (inom astronomi) // Stora sovjetiska encyklopedin  : [i 30 volymer]  / kap. ed. A. M. Prokhorov . - 3:e uppl. - M .  : Soviet Encyclopedia, 1969-1978.
  2. ↑ Astronet > Parallax . Hämtad 25 november 2015. Arkiverad från originalet 26 april 2016.
  3. ↑ Veselovsky, 1961 , sid. 62.
  4. ↑ Zhitomirsky, 1983 , sid. 310.
  5. ↑ Afrika, 1961 , sid. 406.
  6. ↑ Rawlins, 2008 , sid. 24-29.
  7. ↑ Afrika, 1961 , sid. 407.
  8. ↑ [www.astro-cabinet.ru/library/Copernic/Index.htm Copernicus, On the rotation of the celestial spheres, sid. 35]
  9. ↑ Siebert, 2005 , sid. 253.
  10. ↑ Siebert, 2005 , sid. 257-262.
  11. ↑ Ondra L., A New View Of Mizar . Hämtad 15 juni 2014. Arkiverad från originalet 10 juni 2020.
  12. ↑ Graney CM, noggrannheten i Galileos observationer och det tidiga sökandet efter stjärnparallax . Hämtad 29 april 2020. Arkiverad från originalet 21 maj 2022.
  13. ↑ Siebert, 2005 , sid. 254.
  14. ↑ Berry, 1946 , sid. 147.
  15. ↑ Hoskin, 1966 , sid. 23.
  16. ↑ Robert Hooke, ett försök att bevisa jordens rörelse av observationer arkiverade 21 juni 2014 på Wayback Machine
  17. ↑ Van Helden, 1985 , sid. 157.
  18. ↑ Van Helden, 1985 , sid. 158.
  19. ↑ Berry, 1946 , sid. 222-228.
  20. ↑ Berry, 1946 , sid. 291-293.
  21. ↑ Hoffleit, 1949 , sid. 266.
  22. ↑ Erpylev, 1958 , sid. 75.
  23. ↑ Pannekoek, 1966 , sid. 373.
  24. ↑ Hirshfeld, 2013 , sid. 270.
  25. ↑ Pannekoek, 1966 , sid. 380-381.
  26. ↑ Efremov, 2003 , sid. 41.
  27. ↑ Riess et al. Parallax Beyond a Kiloparsec från Spatial Scanning the Wide Field Camera 3 på Hubble Space Telescope Arkiverad 3 juli 2017 på Wayback Machine .
  28. ↑ Villard JD NASA:s Hubble förlänger det stelära måttbandet 10 gånger längre in i rymden Arkiverad 17 februari 2019 på Wayback Machine .
  29. ↑ VLBI Astrometri . Tillträdesdatum: 18 juni 2014. Arkiverad från originalet 2 mars 2016.
  30. ↑ Reid, 2012 , sid. 189.
  31. ↑ Millimetron. Syfte och vetenskapliga uppgifter. . Tillträdesdatum: 18 juni 2014. Arkiverad från originalet 9 mars 2016.

Litteratur

Länkar

  Gå till Wikidata-objektet  Ordböcker och uppslagsverk
 Astronomis historia
forntida period
Medeltiden
Bildandet av teoretisk astronomi
1600-taletTyngdlagen
1700-talet
1800-taletUpptäckten av Neptunus
1900-taletHubble-teleskop