Годичный звёздный параллакс

Литература

  • Берри А. [www.astro-cabinet.ru/library/Berri/Index.htm Краткая история астрономии]. — 2-е изд. — М.Л.: Гостехиздат, 1946. — 363 с.
  • Веселовский И. Н. [www.astro-cabinet.ru/library/Aristarch/Aristarch_3.htm Аристарх Самосский — Коперник античного мира] // Историко-астрономические исследования3, вып. VII. — М., 1961. — С. 17—70.
  • Ерпылев Н. П. [www.astro-cabinet.ru/library/IAI_4/Iai_Ogl.htm Развитие звездной астрономии в России в XIX в] // Историко-астрономические исследования, вып. IV. — М., 1958. — С. 13—88.
  • Ефремов Ю. Н. Вглубь Вселенной. — М.: УРСС, 2003. — 263 с.
  • Житомирский С. В. [astro-cabinet.ru/library/IAI_16/Iai_Ogl.htm Античные представления о размерах мира] // Историко-астрономические исследования, вып. XVI. — М., 1983. — С. 291—326.
  • Ковалевский Ж. Современная астрометрия. — Фрязино: Век 2, 2004. — 480 с.
  • Лавринович К. К. [www.astro-cabinet.ru/library/IAI_17/Iai_Ogl.htm Фридрих Вильгельм Бессель (1784—1846). К 200-летию со дня рождения] // Историко-астрономические исследования, вып. XVII. — М., 1984. — С. 285—322.
  • Лавринович К. К. Фридрих Вильгельм Бессель. — М.: Наука, 1989. — 320 с. — ISBN 5-02-005884-X.
  • Паннекук А. [www.astro-cabinet.ru/library/Pannekuk/Index.htm История астрономии]. — М.: Наука, 1966. — 592 с.
  • // Энциклопедический словарь юного астронома / сост. Н. П. Ерпылев. — М.: Педагогика, 1986. — С. —208. — 336 с.
  • Africa T. W. Copernicus’ Relation to Aristarchus and Pythagoras // Isis. — 1961. — Vol. 52. — P. 406—407.
  • Dyson F. W. Measurement of the distances of the stars (англ.) // The Observatory (англ.)русск.. — 1915. — Vol. 38. — P. 292—299. — .
  • Hirshfeld A. W. Parallax: The Race to Measure the Cosmos. — Courier Dover Publications, 2013. — ISBN 0-7167-3711-6.
  • Hoskin M. A. Stellar distances: Galileo’s method and it’s subsequent history // Indian Journal for the History of Science. — 1966. — Vol. 1. — P. 22—29.
  • Van Helden A. Measuring the Universe. Cosmic dimensions from Aristarchus to Halley. — Chicago & London: The University of Chicago Press, 1985.

Астрономия

Учебник для 10 класса

§22.2. Годичный параллакс и расстояния до звезд

Радиус Земли оказывается слишком малым, чтобы служить базисом для измерения параллактического смещения звезд и для определения расстояний до них. Еще во времена Коперника было ясно, что если Земля действительно перемещается в пространстве, обращаясь вокруг Солнца, то видимые положения звезд на небе должны меняться. Земля за полгода перемещается на величину диаметра своей орбиты. Направления на звезду с двух концов диаметра этой орбиты должны различаться на величину параллактического смещения. Иначе говоря, у звезд должен быть заметен годичный параллакс. Годичным параллаксом звезды р называют угол, под которым со звезды можно было бы видеть большую полуось земной орбиты (равную 1 а. е.), если она перпендикулярна лучу зрения (рис. 79).

Чем больше расстояние D до звезды, тем меньше ее параллакс (рис. 79). Параллактическое смещение положения звезды на небе в течение года происходит по маленькому эллипсу или кругу, если звезда находится в полюсе эклиптики (см. рис. 79).

Рис. 79. Годичные параллаксы звезд.

Для определения годичного параллакса измеряют направление на звезду в различные моменты времени, когда Земля находится в разных точках своей орбиты. Параллакс легче всего измерить если моменты наблюдений разделены примерно полугодом. За это время Земля переносит наблюдателя на расстояние, равное диаметру ее орбиты.

Параллакс звезд долго не могли обнаружить, и Коперник правильно утверждал, что звезды слишком далеки от Земли, чтобы существовавшими тогда приборами можно было обнаружить параллактическое смещение звезд при базисе, равном диаметру земной орбиты. (Подсчитайте, во сколько раз он больше, чем диаметр Земли.) В настоящее время способ определения годичного параллакса является основным при определении расстояний до звезд, и уже измерены параллаксы для нескольких тысяч звезд.

Впервые годичный параллакс звезды был надежно измерен выдающимся русским ученым В. Я. Струве в 1837 г. Он измерил годичный параллакс звезды Веги. Почти одновременно в других странах измерили параллаксы еще у двух звезд. Одной из них была а Центавра. Эта звезда южного полушария неба и в СССР не видна. Она оказалась ближайшей к нам звездой с годичным параллаксом р = 0,75″. Под таким углом невооруженному глазу видна проволочка толщиной 1 мм с расстояния 280 м. Неудивительно, что так долго не могли заметить у звезд подобные столь малые угловые смещения.

Расстояние до звезды

где а — большая полуось земной орбиты. Если принять а за единицу и учесть, что при малых углах

то получим:

астрономических единиц.

Расстояние до ближайшей звезды а Центавра D = 206 265″: 0,75″ = 270 000 а. е. Свет проходит расстояние до а Центавра за 4 года, тогда как от Солнца до Земли он идет только 8 мин а от Луны около 1 с.

Расстояния до звезд удобно выражать в парсеках (пк).

Парсек — расстояние, с которого большая полуось земной орбиты, перпендикулярная лучу зрения, видна под углом в 1″. Расстояние в парсеках равно обратной величине годичного параллакса, выраженного в секундах дуги. Например, расстояние до звезды а Центавра равно 0,75″ (3/4″) или 4/3 пк.

1 парсек = 3,26 светового года = 3 • 1013 км.

Измерением годичного параллакса можно надежно установить расстояние до звезд, находящихся не далее 100 пк, или 300 световых лет. Расстояния до более далеких звезд в настоящее время определяют другими методами (см. § 24.1).

Космическая астрометрия по параллаксу

Точное измерение звездного расстояния Хабблом было расширено в 10 раз дальше Млечного Пути .

В 1989 году спутник Hipparcos был запущен в первую очередь для получения параллаксов и собственных движений ближайших звезд, что в тысячу раз увеличило количество звездных параллаксов, измеренных с точностью до миллисекунды. Тем не менее, Hipparcos может измерять углы параллакса только для звезд на расстоянии до 1600 световых лет , что составляет немногим более одного процента диаметра Галактики Млечный Путь .

Телескоп Хаббла WFC3 теперь имеет точность от 20 до 40 микросекунд, что позволяет надежно измерять расстояние до 3066 парсек (10 000 световых лет) для небольшого числа звезд. Это придает большую точность космической лестнице расстояний и улучшает знание расстояний во Вселенной на основе размеров орбиты Земли.

По мере увеличения расстояния между двумя точками наблюдения визуальный эффект параллакса также становится более заметным. NASA «s New Horizons космический корабль совершил первый межзвездный измерения параллакса на 22 апреля 2010, принимая образы Проксима Центавра и Волк 359 в сочетании с наземных обсерваторий. Относительная близость двух звезд в сочетании с расстоянием 6,5 миллиардов километров космического корабля от Земли дала заметный параллакс в угловые минуты, что позволило увидеть параллакс визуально без использования приборов.

Параллакс Проксимы Центавра, наблюдаемый с New Horizons и Земли.

Европейское космическое агентство «s Gaia миссия , начатая 19 декабря 2013, как ожидается , для измерения параллакса углов с точностью до 10 микро угловых секунд для всех умеренно ярких звезд, таким образом , отображение ближайших звезд (и потенциально планета) на расстояние 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.

Радиоастрометрия для параллакса

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 имеют тенденцию быть ограниченными по чувствительности и должны выполняться 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.

Как метафора

В философском / геометрическом смысле: очевидное изменение направления объекта, вызванное изменением позиции наблюдения, которая обеспечивает новую линию обзора. Кажущееся смещение или различие положения объекта, если смотреть с двух разных станций или точек зрения. В современном письме параллакс также может быть той же самой историей или похожей историей из одной и той же временной шкалы из одной книги, рассказанной с другой точки зрения в другой книге. Слово и концепция занимают видное место в романе Джеймса Джойса 1922 года « Улисс» . Орсон Скотт Кард также использовал этот термин, обращаясь к Тени Эндера по сравнению с Игрой Эндера .

Метафора используется словенским философом Славоем Жижеком в его работе «Параллаксный взгляд» , заимствовав концепцию «параллаксного взгляда» у японского философа и литературного критика Кодзина Каратани . Жижек отмечает,

Определение как экваториальный угол

Упрощенное представление параллакса объекта на дальнем фоне, вызванного смещением перспективы.

Параллакс определяется как угол между прямыми линиями , ведущими из двух разных мест в одну и ту же точку (объект). Это также угол, под которым расстояние между двумя точками, «базовая линия», появляется при просмотре с наблюдаемого объекта.

Если вы удерживаете z. Б. большой палец вверх и смотрит на него попеременно левым и правым глазом, поэтому его изображение смещается на более отдаленный фон. Базовая линия здесь — межзрачковое расстояние , метод называется прыжком большого пальца . Параллактический угол составляет около 6 градусов при средней длине руки. Чем ближе находится наблюдаемый объект и чем длиннее базовая линия, тем больше параллакс.

Явление параллакса, которое почти не осознается в повседневной жизни, позволяет оценивать расстояния без всяких усилий и является основой пространственного видения . Если параллакс определяется датчиком или измерительным телескопом, а базовая линия известна, расстояние до целевой точки можно рассчитать точно. Это будет среди прочего. Применяется для дальномеров в фотоаппаратах и с высочайшей точностью измерения в геодезии и астрономии .

Ссылки [ править ]

  1. ^ а б Браун, AGA; и другие. (Коллаборация Gaia) (август 2018 г.). « Gaia Data Release 2: краткое изложение содержания и свойств опроса» . Астрономия и астрофизика . 616 . А1. arXiv : 1804.09365 . Bibcode : 2018A & A … 616A … 1G . DOI : 10.1051 / 0004-6361 / 201833051 .
  2. ^ См. Стр. 51 в Прием гелиоцентрической теории Коперника: материалы симпозиума, организованного Комитетом Николая Коперника Международного союза истории и философии науки , Торунь, Польша, 1973, изд. Ежи Добжицки, Международный союз истории и философии науки. Комитет Николая Коперника; ISBN 90-277-0311-6 , ISBN 978-90-277-0311-8  
  3. Буххайм, Роберт (4 октября 2007 г.). Небо — твоя лаборатория . ISBN 978-0-387-73995-3. Стр.184.
  4. ^ Zeilik & Gregory 1998 , стр. 44.
  5. ^ Бесселя, FW, » Bestimmung дер Entfernung де 61sten Стерны де Schwans архивации 2007-06-24 в Wayback Machine » (1838) Astronomische Нахрихтен , вып. 16. С. 65–96.
  6. ^ Бумага ЦЕРН на пластинчатой ​​измерительной машине USNO StarScan
  7. ^ Zeilik & Gregory 1998 , § 22-3.
  8. ^ a b Хабисон, Питер (1998). «Астрометрия и ранняя астрофизика в обсерватории Каффнера в конце 19 века». Acta Historica Astronomiae . 3 : 93–94. Bibcode1998AcHA …. 3 … 93H . ISSN 0003-2670 .
  9. ^ «Хаббл растягивает звездную рулетку в десять раз дальше» . ESA / Hubble Images . Проверено 12 апреля 2014 года .
  10. ^ Харрингтон, JD; Вильярд, Рэй (10 апреля 2014 г.). «Хаббл НАСА продлевает звездную рулетку в 10 раз дальше в космос» . НАСА . Проверено 17 октября 2014 года .
    Рис, Адам Г .; Казертано, Стефано; Андерсон, Джей; Макенти, Джон; Филиппенко, Алексей В. (2014). «Параллакс за пределами килопарсека от пространственного сканирования широкоугольной камерой 3 на космическом телескопе Хаббла». Астрофизический журнал . 785 (2): 161. arXiv : 1401.0484 . Bibcode : 2014ApJ … 785..161R . DOI : 10.1088 / 0004-637X / 785/2/161 .
  11. ^ Хенни, Пол Дж. «Миссия ESA Gaia по изучению звезд» . Астрономия сегодня . Проверено 8 марта 2008 года .
  12. ^ Браун, AGA; и другие. (Коллаборация Gaia) (август 2018 г.). Gaia Data Release 2: краткое изложение содержания и свойств опроса» . Астрономия и астрофизика . 616 . А1. arXiv1804.09365 . Bibcode2018A & A … 616A … 1G . DOI10.1051 / 0004-6361 / 201833051 .
  13. ^ a b Поповский, Петр; Гулд, Эндрю (29 января 1998 г.). «Математика статистического параллакса и местной шкалы расстояний» . arXivastro-ph / 9703140 . Bibcode1997astro.ph..3140P .
  14. ^ Лейден, Эндрю C; Хэнсон, Роберт Б; Хоули, Сюзанна Л; Клемола, Арнольд Р.; Хэнли, Кристофер Дж (1996). «Абсолютная величина и кинематика звезд RR Лиры через статистический параллакс». Астрономический журнал . 112 : 2110. arXivastro-ph / 9608108 . Bibcode1996AJ …. 112.2110L . DOI10.1086 / 118167 .
  • Хиршфельд, Алан В. (2001). Параллакс: гонка за измерением космоса . Нью-Йорк: WH Freeman. ISBN 0-7167-3711-6.
  • Уиппл, Фред Л. (2007). Земля, Луна и планеты . Читать книги. ISBN 978-1-4067-6413-0..
  • Zeilik, Michael A .; Грегори, Стефан А. (1998). Вводная астрономия и астрофизика (4-е изд.). Издательство колледжа Сондерс. ISBN 0-03-006228-4..

История

Суточным (геоцентрическим) параллаксом называется угол, под которым виден земной радиус с определенного небесного тела. Кроме того, выделяют понятие горизонтального параллакса. Горизонтальным параллаксом называется угол, под которым виден экваториальный радиус Земли из центра определенного небесного тела при нахождении последнего на истинном горизонте (истинный горизонт — мысленно воображаемый большой круг небесной сферы, плоскость которого перпендикулярна отвесной линии в точке наблюдения). Различия понятий суточного и горизонтального параллакса связаны с несферичностью Земли (так полярный радиус Земли короче экваториального радиуса на 21 км).

Суточный параллакс сыграл очень важную роль в истории астрономии, как наиболее простой и достоверный способ определения расстояния до объектов Солнечной Системы. Фактически этот метод являлся единственным геометрическим методом измерения расстояний в Солнечной Системе вплоть до радиолокации, лазерной локации и методов радиоинтерференции сигналов межпланетных станций. Базой суточного параллакса является земной радиус. Самым большим суточный параллакс является у Луны (57 угловых минут) и у Солнца (9 угловых минут). У всех планет Солнечной Системы суточный параллакс подвержен регулярным изменениям и значительно меньше угловой минуты (у Венеры  0.1-0.6 угловых минут, у Марса 0.1-0.4 угловых минут, у Юпитера и Сатурна меньше 0.1 угловой минуты, а у Урана и Нептуна меньше одной угловой секунды).

Первыми параллакс Луны и Солнца определили древнегреческие астрономы на основе наблюдений лунных затмений, которые позволяли определять параллакс Луны из одного и того же места. Так древнегреческий астроном Гиппарх Никейский (180-125 годы до нашей эры) в 129 году до нашей эры оценил параллакс Солнца в 7 угловых минут (максимальная величина угла, который неразличим невооруженным глазом). Похожие расчеты выполнил до него другой древнегреческий астроном Аристарх Самосский (310-230 годы до нашей эры).

С другой стороны, александрийский астроном Клавдий Птолемей (100-170 годы нашей эры) полагал, что расстояние до Луны зависит от её фаз. Это говорит о больших разногласиях среди астрономов Древнего мира по поводу оценок параллаксов Луны и Солнца. Позже ошибка Птолемея о зависимости размера параллакса Луны от её фаз стала одним из основных объектом критики птолемевской системы мира. Так юный Николай Коперник (1473-1543 годы нашей эры) во время учебы в Италии проводил измерения параллакса Луны вместе со своим учителем Новарой. Наблюдения положения Луны во время затмения яркой звезды Альдебаран из Болоньи 9 марта 1497 года показали, что параллакс Луны не зависит от её фазы. В последующие века началось широкое использование одновременных наблюдений из северного и южного полушария для точного измерения параллаксов Луны, Солнца и Марса. К примеру, в 18 веке такие наблюдения осуществлялись в обсерватории мыса Доброй Надежды в южной части Африки и Берлинской обсерватории.

Сравнение гелиоцентрической и геоцентрической системы мира

Сравнение гелиоцентрической и геоцентрической системы мира

Годичный параллакс (звездный параллакс) даже у ближайших звезд не превышает одной угловой секунды. В связи с этим его измерение стало возможным лишь после изобретения оптических инструментов – телескопов. Сама возможность существования этого явления стала причиной принципиальных разногласий между геоцентрической и гелиоцентрической системами мира – геоцентрическая система считала, что Солнце обращается вокруг Земли. В то же время сторонники гелиоцентрической системы в течение почти 2 тысяч лет объясняли ненаблюдаемость звездных параллаксов огромными расстояниями до звезд. Первые попытки измерения звездных параллаксов были предприняты древнегреческим астрономом Аристархом Самосским в 3-ем веке нашей эры (считается, что он первым выдвинул предположения о гелиоцентрической системе мира). Позже такие попытки были предприняты Н. Коперником, Т. Браге, Г. Галилео, У. Гершелем и т.д. Последний во время попыток обнаружения звездных параллаксов случайно открыл неизвестную планету Солнечной Системы – Уран.  По иронии судьбы, к тому времени, когда в начале 19 века всё же удалось измерить первые параллаксы звезды, сомнений в справедливости гелиоцентрической системы мира уже не оставалось. Так в ходе безуспешных попыток измерить параллакс у звезды Гамма Дракона (Этамин) английский астроном Джеймс Бредли (1692-1762 годы) в 1727 году открыл явление аберрации света, которая вызвана орбитальным движением Земли вокруг Солнца. Аберрация света представляет собой изменение видимого положения звезд примерно на 50 угловых секунд по причине конечной скорости света (первооткрыватель годичной аберрация определил скорость света в 308 тысяч км в секунду). Одновременно Д.Бредли получил верхний предел для звездных параллаксов в 0.5 угловой секунды. С другой стороны в попытках измерить звездные параллаксы, другому английскому астроному Уильяму Гершелю (1738-1822 году) в 1803 году удалось впервые зарегистрировать орбитальное движение двойных звезд (ранее предполагалось, что визуальные двойные звезды являются результатом случайности). Кроме того У. Гершель первым определил на основе наблюдаемых собственных движений звезд, что Солнечная Система движется в сторону созвездия Геркулеса.

Впервые факт отсутствия неизменности положения звезд на земном небе был обнаружен ещё Гиппархом на основе сверки положения ярких звезд его каталога, состоящего из примерно тысячи звезд с более древними каталогами вавилонян и александрийских астрономов. Гиппарх обнаружил систематическое изменение долготы положения звезд примерно на один градус (в то время как широта звезд относительно эклиптики оставалась неизвестной). Ныне это явление называется прецессией земной оси с периодом в 26 тысяч лет. Истинное движение звезд было впервые обнаружено в 1718 году английским астрономом Эдмондом Галлеем (1656-1743). В процессе уточнения прецессии Э. Галилей сравнил положения звезд из каталога Гиппарха с современными звездными каталогами. Сравнение показало, что на фоне большинства звезд, у которых положение на земном небе менялось согласно прецессии, встречался ряд аномалий (для Сириуса, Арктура и Альдебарана). У этих звезд отклонения в положении в несколько раз превысили погрешность измерений.

Параллакс

Но не все звезды обладают той же яркостью, что Солнце.

В 1573 году британский астроном Томас Диггс предложил применять к звездам географический метод параллакса. Параллакс — это смещение угла, под которым вы видите объект при движении относительно него. Когда вы путешествуете по пересеченной местности, направление на холм неподалеку меняется быстрее, чем на отдаленную гору. А если вы едете на машине, деревья вблизи пролетают мимо быстрее, чем те, что дальше. Видимое положение звезд, наблюдаемых с Земли, сдвигается из-за движения нашей планеты по эллиптической орбите вокруг Солнца, и размер смещения зависит от их расстояния до нас.

Астрономы кинулись изучать эти годовые смещения звезд — чтобы и измерить расстояние до них, и подтвердить гелиоцентрическую модель Солнечной системы. Но в процессе они наткнулись на кое-что другое. В 1674 году Роберт Гук опубликовал данные о смещении гаммы Дракона, яркой звезды, которая проходит через зенит на широте Лондона, что позволило Гуку произвести точные наблюдения через специально устроенную дырку в крыше собственного дома. В 1680-м Жан Пикар сообщил, что Полярная звезда смещается на 40 угловых секунд каждый год, а Джон Фламстид в 1689 году подтвердил эти сведения.

Желая разобраться, что означали эти изменения, Джеймс Брэдли повторил наблюдения и тоже зарегистрировал сезонное смещение гаммы Дракона — в 1725 и 1726 годах. Но эти смещения не были похожи на параллакс: размер смещения должен был бы зависеть от расстояния до звезды, но все наблюдаемые звезды смещались одинаково.

Брэдли это озадачило. Спустя пару лет он понял, в чем дело: как флюгер на мачте меняет направление при повороте корабля, показывая сумму направлений ветра и корабля, так и движения Земли меняют то, как мы видим звезды. По мере нашего движения вокруг Солнца все звезды слегка покачиваются. Это неожиданное открытие, названное звездной аберрацией, также подтверждает, что Земля обращается вокруг Солнца.

Параллакс не обнаружился, пока не были созданы достаточно точные инструменты. Первые успешные измерения сделал Фридрих Бессель в 1838 году — для звезды 61 в созвездии Лебедя. Поскольку звезды очень далеко, их параллакс очень мал и его трудно измерить. Например, параллакс ближайшей к нам звезды, Проксимы Центавра, меньше угловой секунды, это в 50 раз меньше ее аберрации. Сегодня спутники вроде «Гиппарха» Европейского космического агентства измерили точное расположение 100 000 ближних звезд, а из этих данных вывели расстояния и до многих других. Тем не менее, параллакс можно увидеть только на расстоянии примерно 1 % от размеров нашей Галактики.

Роберт Гук (1635-1703)

Роберт Гук

Роберт Гук родился на острове Уайт в Англии, в семье викария. Он учился в оксфордском колледже Крайст-Чёрч и работал ассистентом у физика и химика Роберта Бойля. В 1660-м Гук открыл закон упругости и вскоре после этого был принят на должность куратора экспериментов на встречах Королевского общества. Через пять лет он опубликовал работу Micrographia, в которой впервые использовал термин «клетка», сравнив вид клеток растений под микроскопом с монашескими кельями. В 1666 году Гук помогал заново отстраивать Лондон после Великого пожара, работая вместе с Кристофером Реном над Королевской обсерваторией в Гринвиче, Монументом в память о пожаре и Вифлеемским королевским госпиталем (известным как Бедлам). Умер он в Лондоне в 1703 году и похоронен на лондонском кладбище Бишопсгейт, но в XIX веке его останки перенесли в Северный Лондон, и их нынешнее местонахождение неизвестно. В феврале 2006 года была найдена копия записей Гука со встреч Королевского общества, которые считались потерянными, теперь они хранятся в Королевском обществе в Лондоне.

Поделиться ссылкой

Другие исходные данные [ править ]

Статистический параллакс править

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 пространстве обеспечивает более длинную базовую линию, которая увеличит точность измерений параллакса, известного как вековой параллакс. Для звезд в диске Млечного Пути это соответствует средней базовой линии 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 до большой группы звезд можно оценить по их лучевым скоростям и собственным движениям . Это известно как классический статистический параллакс. Движение звезд моделируется для статистического воспроизведения дисперсии скоростей на основе их расстояния.

Добавить комментарий

Ваш адрес email не будет опубликован. Обязательные поля помечены *

Adblock
detector