Войти
Звездный параллакс является основой для парсек, то есть расстояние от Солнца до астрономического объекта, имеющего угол параллакса , равный одной угловой секунде. (1 а.е. и 1 парсек не в масштабе, 1 парсек = ~ 206265 а.е.) Звездный параллакс - видимый сдвиг положения любой ближайшей звезды (или другого объекта) на фоне удаленных объектов. Созданный различными орбитальными положениями Земли, чрезвычайно малое наблюдаемое смещение является наибольшим в интервалы времени около шести месяцев, когда Земля приближается к противоположным сторонам Солнца по своей орбите, что дает базовое расстояние около двух астрономические единицы между наблюдениями. Сам параллакс считается равным половине этого максимума, что примерно эквивалентно наблюдаемому сдвигу, который произошел бы из-за различного положения Земли и Солнца, базовой линии в одну астрономическую единицу (Австралия).
Звездный параллакс настолько трудно обнаружить, что его существование было предметом многочисленных споров в астрономии на протяжении сотен лет. Фридрих Бессель провел первое успешное измерение параллакса в 1838 году для звезды 61 Лебедь с помощью гелиометра Фраунгофера в Кенигсбергской обсерватории.
В течение года положение звезды S отмечается относительно других звезды в его видимом окружении:
Звезды, которые, казалось, не двигались относительно друг друга, используются в качестве опорных точек для определения пути S.
Наблюдаемый путь представляет собой эллипс: проекцию Земли вращается вокруг Солнца через точку S на далеком фоне неподвижных звезд. Чем дальше S удалена от оси орбиты Земли, тем больше эксцентриситет траектории S. Центр эллипса соответствует точке, где S будет видна со стороны Солнца:
Плоскость орбиты Земли находится под углом к линии, идущей от Солнца через S. Вершины v и v 'эллиптической проекции пути S являются проекциями положений Земли E и E' таким образом, что линия E-E 'пересекает линию Солнце-S в точке прямой угол; Треугольник, образованный точками E, E ’и S, представляет собой равнобедренный треугольник с линией Солнце-S в качестве оси симметрии.
Любые звезды, которые не двигались между наблюдениями, с точки зрения точности измерения, бесконечно далеки. Это означает, что расстояние движения Земли по сравнению с расстоянием до этих бесконечно далеких звезд в пределах точности измерения равно 0. Таким образом, луч зрения от первого положения Земли E до вершины v будет практически таким же. как луч обзора от второй позиции Земли E 'к той же вершине v и, следовательно, будет проходить параллельно ей - невозможно убедительно изобразить на изображении ограниченного размера:
Поскольку линия E'-v' является поперечной в той же (приблизительно евклидовой) плоскости, что и параллельные прямые Ev и E'-v, из этого следует, что соответствующие углы пересечения этих параллельных прямых с этой трансверсалью совпадают: угол θ между лучами зрения Ev и E'-v ' равен углу θ между E'-v и E'-v ', который представляет собой угол θ между наблюдаемыми положениями S по отношению к его, очевидно, неподвижному звездному окружению.
Расстояние d от Солнца до S теперь следует из простой тригонометрии:
tan (½θ) = E-Sun / d,
так что d = E-Sun / tan ( ½θ), где E-Sun равно 1 AU.
Чем дальше объект, тем меньше его параллакс.
Измерения звездного параллакса даются в крошечных единицах угловых секунд или даже тысячных долей угловых секунд (миллисекунд). Единица измерения расстояния парсек определяется как длина отрезка отрезка прямоугольного треугольника , примыкающего к под углом в одну угловую секунду в одной вершине ., где длина другой ноги составляет 1 АЕ. Поскольку звездные параллаксы и расстояния включают такие тонкие прямоугольные треугольники, можно использовать удобное тригонометрическое приближение для преобразования параллаксов (в угловых секундах) в расстояние (в парсеках). Приблизительное расстояние - это просто величина, обратная параллаксу: 
Гелиометр Доллонда конца 1700-х годов Звездный параллакс настолько мал, что его нельзя было наблюдать до XIX века, и его очевидное отсутствие использовалось в качестве научного аргумента против гелиоцентризма в раннем Новом времени. Из геометрии Евклида ясно видно, что эффект был бы необнаружимым, если бы звезды находились достаточно далеко, но по разным причинам такие гигантские расстояния казались совершенно невероятными: это было одно из основных возражений Тихо Браге против гелиоцентризма Коперника о том, что для того, чтобы он был совместим с отсутствием наблюдаемого звездного параллакса, должна была быть огромная и маловероятная пустота между орбитами Сатурн и восьмая сфера (неподвижные звезды).
Джеймс Брэдли впервые попытался измерить параллаксы звезд в 1729 году. Движение звезды оказалось слишком незначительным для его телескопа, но вместо этого он обнаружил аберрации света и нутации земной оси, и внесены в каталог 3222 звезды.
Гелиометр Бесселя 
Разделенная линза гелиометра Бамберга (конец XIX века) Звездный параллакс чаще всего измеряется с использованием годового параллакса, определяемого как разница в положении звезда, если смотреть с Земли и Солнца, то есть угол, под которым звезда образует средний радиус орбиты Земли вокруг Солнца. парсек (3,26 световых года ) определяется как расстояние, для которого годовой параллакс равен 1 угловой секунде. Годовой параллакс обычно измеряется путем наблюдения за положением звезды в разное время года, когда Земля движется по своей орбите. Измерение годового параллакса было первым надежным способом определения расстояний до ближайших звезд. Первые успешные измерения звездного параллакса были выполнены Фридрихом Бесселем в 1838 году для звезды 61 Лебедя с помощью гелиометра .
Поскольку его очень трудно измерить, всего около 60 звездных звезд. параллаксы были получены к концу XIX века, в основном с помощью ниточного микрометра . Астрографы с использованием астрономических фотопластинок ускорили этот процесс в начале 20 века. Автоматизированные измерительные машины для пластин и более сложные компьютерные технологии 1960-х годов позволили более эффективно составлять звездные каталоги. В 1980-х годах устройства с зарядовой связью (ПЗС) заменили фотографические пластины и снизили оптическую погрешность до одной миллисекунды дуги.
Звездный параллакс остается стандартом для калибровки других методов измерения (см. Cosmic дистанционная лестница ). Для точных расчетов расстояния на основе звездного параллакса требуется измерение расстояния от Земли до Солнца, которое теперь известно с высокой точностью, основанной на отражении радара от поверхностей планет.
Углы, в которых участвуют в этих расчетах они очень малы и поэтому их трудно измерить. Ближайшая к Солнцу звезда (а также звезда с наибольшим параллаксом), Проксима Центавра, имеет параллакс 0,7685 ± 0,0002 угловой секунды. Этот угол приблизительно равен , образуемому объектом диаметром 2 сантиметра, находящимся на расстоянии 5,3 км.
Большой гелиометр был установлен в обсерватории Каффнера (в Вене) в 1896 году и использовался для измерения расстояний до других звезд по тригонометрическому параллаксу. К 1910 году он вычислил 16 параллаксных расстояний до других звезд из общего числа 108, известных науке в то время.
Схема гелиометра из Британской энциклопедии 1911 года, которая должна была быть видом на разделенную линзу гелиометра. 
Точное измерение расстояния до звезд с помощью телескопа Хаббл было расширено в 10 раз дальше до Млечного Пути.В 1989 году спутник Hipparcos был запущен в основном для получения параллаксов и собственное движение ближайших звезд, увеличивая в тысячу раз количество звездных параллаксов, измеренных с точностью до миллисекунд. Тем не менее, Hipparcos способен измерять углы параллакса только для звезд на расстоянии примерно 1600 световых лет, что составляет немногим более одного процента диаметра галактики Млечный Путь.
Хаббл. телескоп WFC3 теперь имеет точность от 20 до 40 микросекунд, что позволяет надежно измерять расстояние до 3066 парсек (10 000 световых лет) для небольшого количества звезд. Это обеспечивает большую точность лестницы космических расстояний и улучшает знания о расстояниях во Вселенной на основе размеров орбиты Земли.
Ожидается, что миссия Европейского космического агентства Gaia, запущенная 19 декабря 2013 года, будет измерять углы параллакса с точностью до 10 микро угловых секунд для всех умеренно ярких звезд, таким образом нанося на карту близлежащие звезды (и потенциально планеты) на расстоянии до десятков тысяч световых лет от Земли. В выпуске данных 2 за 2018 год утверждается, что средние ошибки для параллаксов 15-й величины и более ярких звезд составляют 20-40 микросекунд.
Интерферометрия с очень длинной базой в радиодиапазоне может давать изображения с угловым разрешением около 1 миллисекунды, и, следовательно, для ярких радиоисточников точность измерений параллакса, сделанных в радио, может легко превзойти точность оптических телескопов, таких как Gaia. Эти измерения, как правило, имеют ограниченную чувствительность и должны проводиться по одному, поэтому работа обычно выполняется только для таких источников, как пульсары и рентгеновские двойные системы, где радиоизлучение является сильным по сравнению с оптическим излучением.
Два связанных метода позволяют определять средние расстояния до звезд путем моделирования движения звезд. Оба называются статистическими параллаксами или отдельные, называемые вековыми параллаксами и классическими статистическими параллаксами.
Движение Солнца в космосе обеспечивает более длинную базовую линию, которая увеличивает точность измерений параллакса, известного как вековой параллакс. Для звезд в диске Млечного Пути это соответствует средней базе 4 а.е. в год, тогда как для звезд с гало базовая линия составляет 40 а.е. в год. Через несколько десятилетий базовая линия может быть на несколько порядков больше, чем базовая линия Земля – Солнце, используемая для традиционного параллакса. Однако вековой параллакс вносит более высокий уровень неопределенности, поскольку относительная скорость других звезд является дополнительной неизвестной. Применительно к выборкам из нескольких звезд неопределенность может быть уменьшена; точность обратно пропорциональна квадратному корню из размера выборки.
Средние параллаксы и расстояния большой группы звезд можно оценить по их лучевым скоростям и собственное движение. Это известно как классический статистический параллакс. Движение звезд моделируется для статистического воспроизведения дисперсии скоростей на основе их расстояния.
Другие варианты использования термина параллакс в астрономии, ни в одном из которых не используется параллакс, являются методом фотометрического параллакса, спектральным параллаксом и динамическим параллаксом.
