Годичный звёздный параллакс
Годичный параллакс звезды — это изменение координат звезды, вызванное изменением положения наблюдателя из-за обращения Земли вокруг Солнца. Является доказательством движения Земли вокруг Солнца и основным методом измерения расстояний до звёзд. Величина годичного параллакса данной звезды равна углу, под которым большая полуось земной орбиты видна с расстояния этой звезды. Ввиду огромных расстояний до звёзд годичные параллаксы даже у ближайших из них не превосходят доли секунды дуги.
Основные положения
Ввиду обращения Земли вокруг Солнца положения звезд на небе должны испытывать параллактическое смещение. Видимая форма траектории звезды на небе имеет форму эллипса, большая полуось которого параллельна эклиптике.
Если звезда наблюдается вблизи эклиптики, то максимальный параллактический угол, т.е. угол, образованный звездой, Землёй и Солнцем, находится из соотношения
sin p=a/r ,
где a — расстояние между Землёй и Солнцем, r — расстояние от Солнца до звезды. Если звезда наблюдается вблизи полюса эклиптики, то параллактический угол вычисляется по формуле
tan p=a/r .
Поскольку годичные параллаксы звезд чрезвычайно малы, синус и тангенс угла p равны значению самого этого угла, выраженного в радианах. Поэтому в любом случае параллакс пропорционален расстоянию от Земли до Солнца (одна астрономическая единица) и обратно пропорционален расстоянию до звезды. Если расстояние до звезд измерять в парсеках, а углы — в секундах дуги, то связь между параллаксом и расстоянием выражается формулой
p=1/r
(1″≈1/206 265 радиан, 1 пк ≈206 265 а.е.). Таким образом, при параллаксе в 1" расстояние до звезды равно одному парсеку.
На практике при измерении звёздных параллаксов обычно определяют положение звезды относительно других, существенно более слабых звезд, которые предполагаются гораздо более удалёнными, чем исследуемая звезда (дифференциальный метод измерения годичных параллаксов).
Помимо годичного параллакса, в настоящее время существуют и другие методы определения расстояния до звёзд, но в конечном итоге все они требуют калибровки с помощью параллактического метода.
Основные положения
Ввиду обращения Земли вокруг Солнца положения звезд на небе должны испытывать параллактическое смещение. Видимая форма траектории звезды на небе имеет форму эллипса, большая полуось которого параллельна эклиптике.
Если звезда наблюдается вблизи эклиптики, то максимальный параллактический угол, т.е. угол, образованный звездой, Землёй и Солнцем, находится из соотношения
sin p=a/r ,
где a — расстояние между Землёй и Солнцем, r — расстояние от Солнца до звезды. Если звезда наблюдается вблизи полюса эклиптики, то параллактический угол вычисляется по формуле
tan p=a/r .
Поскольку годичные параллаксы звезд чрезвычайно малы, синус и тангенс угла p равны значению самого этого угла, выраженного в радианах. Поэтому в любом случае параллакс пропорционален расстоянию от Земли до Солнца (одна астрономическая единица) и обратно пропорционален расстоянию до звезды. Если расстояние до звезд измерять в парсеках, а углы — в секундах дуги, то связь между параллаксом и расстоянием выражается формулой
p=1/r
(1″≈1/206 265 радиан, 1 пк ≈206 265 а.е.). Таким образом, при параллаксе в 1" расстояние до звезды равно одному парсеку.
На практике при измерении звёздных параллаксов обычно определяют положение звезды относительно других, существенно более слабых звезд, которые предполагаются гораздо более удалёнными, чем исследуемая звезда (дифференциальный метод измерения годичных параллаксов).
Помимо годичного параллакса, в настоящее время существуют и другие методы определения расстояния до звёзд, но в конечном итоге все они требуют калибровки с помощью параллактического метода.
