характеристики зірок

Річний паралакс і відстань до зірок

Думки про те, що зірки - це далекі сонця, висловлювалися ще в глибоку давнину. Однак довгий час залишалося незрозумілим, як далеко вони перебувають від Землі. Ще Аристотель розумів, що якщо Земля рухається, то, спостерігаючи положення якої-небудь зірки з двох діаметрально протилежних точок земної орбіти, можна помітити, що напрямок на зірку зміниться. Це удаване (параллактическое) зміщення зірки буде служити мірою відстані до неї: чим воно більше, тим ближче до нас розташована зірка. Але не тільки самому Арістотелем, але навіть значніше пізніше Копернику не вдалося виявити цей зсув. Він добре розумів, що виявлення такого зміщення буде служити доказом обертання Землі навколо Сонця і підтвердженням геліоцентричної системи світу. Але в ті часи точність вимірювань була занадто низькою для того, щоб виявити параллактическое зміщення зірок. Коперник зміг лише зробити висновок, що зірки знаходяться від нас принаймні в 1000 разів далі, ніж Сонце.

Тільки в кінці першої половини XIX ст. коли телескопи були обладнані пристроями для точних кутових вимірювань, вдалося виміряти, такий зсув у найближчих зірок.

Річним параллаксом зірки p називається кут, під яким із зірки було б видно велика піввісь земної орбіти (що дорівнює 1 а. Е.), Перпендикулярна напряму на зірку.

Відстань до зірки D, виражене в тих же одиницях, що і довжина AO піввісь орбіти Землі задається формулою:

Так як довжина AO дорівнює середній відстані від Землі до Сонця (1 а.о.), то в астрономічних одиницях.

Паралакс зірки завжди мізерно малий (менше 1 ''), тому можна використовувати формулу для малих кутів:. де p виражено в радіанах.

Так як . отримуємо:. де p '' - паралакс в секундах дуги.

Знаючи співвідношення між світловим роком і астрономічною одиницею (1св.год - 63 240 а.о.), можна висловити отримане відстань у світлових роках:

У 1837 р Вперше було здійснено надійні вимірювання річного паралакса. український астроном Василь Якович Струве (1793-1864) провів ці вимірювання для найяскравішої зірки Північної півкулі Веги (# 945 Ліри). Майже одночасно в інших країнах визначили паралакси ще двох зірок, однією з яких була # 945 Центавра. Ця зірка, яка з терріторііУкаіни, хоч я знаю, виявилася найближчою до нас. Навіть у неї річний паралакс склав всього 0,75 ''. Під таким кутом неозброєному оку видно зволікання товщиною 1 мм з відстані 280 м. Тому не дивно, що настільки малі кутові зміщення так довго не могли помітити.

Відстань до найближчої зірки. паралакс якої р = 0,75 '', становить

Одиницями для вимірювання таких значних відстаней є парсек і світловий рік.

Парсек - це така відстань, на якому паралакс дорівнює 1 ''. Звідси і назва цієї одиниці: пар - від слова «паралакс», сек - від слова «секунда».

Чим менше паралакс, тим далі перебуває зірка. Якщо, наприклад, p = 0.1 '', то відстань до зірки в десять разів більше, ніж при p = 1 '', тобто відстань, виражене в парсеках, так само зворотній величині річного паралакса, вираженого в секундах дуги. Наприклад, оскільки паралакс # 945 Центавра дорівнює 0,75 '', відстань до неї одно 1,3 пса.

Для вираження дуже великих відстаней зазвичай використовують кілопарсек:

1 кпк = 10 3 пк і мегапарсек: 1 Мпк = 10 6 пк.

Світловий рік - це таке відстань, яку світло, поширюючись зі швидкістю 300 000 км / с, проходить в рік. Від найближчої зірки світло йде до Землі понад чотирьох років, тоді як від Сонця близько восьми хвилин, а від Місяця трохи більше однієї секунди.

До теперішнього часу за допомогою спеціального супутника «Гіппаркос» виміряні річні параллакси понад 118 тис. Зірок з точністю 0,001 ''.

Таким чином, тепер виміром річного паралакса можна надійно визначити відстань до зірок, віддалених від нас на 1000 пк, або 3000 св. років.

Сучасні телескопи дозволяють спостерігати найяскравіші зірки навіть в інших галактиках. Але визначити відстань до далеких зірок методом тригонометричного паралаксу не можна - занадто малі їх параллактические зміщення. Відстані до таких зірок визначаються іншими методами. Наприклад, якщо відома світність зірки (L) і її зоряна величина (m), відстань в астрономічних одиницях обчислюється за формулою:

де L • і m • -відповідно світність і зоряна величина Сонця.