Введение
Концепция в астрономии
Звездный параллакс — это кажущееся смещение положения (параллакс) любой ближайшей звезды (или другого объекта) относительно фона далеких звезд. Как следствие, это метод определения расстояния до звезды с помощью тригонометрии, известный как метод звездного параллакса. Возникающее из-за различных положений Земли на орбите, крайне малое наблюдаемое смещение максимально при временных интервалах около шести месяцев, когда Земля оказывается на противоположных сторонах Солнца, обеспечивая базовую линию в около двух астрономических единиц между наблюдениями. Сам параллакс считается равным половине этого максимума, что приблизительно соответствует наблюдаемому сдвигу, который возник бы из-за разных положений Земли и Солнца, то есть при базовой линии в одну астрономическую единицу (а.е.). Звездный параллакс настолько сложно обнаружить, что его существование на протяжении сотен лет было предметом многочисленных дебатов в астрономии. Первые успешные измерения параллакса были выполнены Томасом Хендерсоном, Фридрихом Георгом Вильгельмом фон Струве и Фридрихом Бесселем в 1832–1838 годах для звезд Альфа Центавра, Вега и 61 Лебедя.
Варианты
Звездный параллакс чаще всего измеряют, используя годовой параллакс, который определяется как разница в положении звезды, наблюдаемая с Земли и с Солнца, то есть угол, под которым виден средний радиус орбиты Земли вокруг Солнца. Парсек (3,26 световых года) определяется как расстояние, при котором годовой параллакс равен 1 угловой секунде. Годовой параллакс обычно измеряют, наблюдая положение звезды в разные времена года по мере движения Земли по своей орбите. Углы, участвующие в этих расчетах, очень малы и, следовательно, трудны для измерения. Ближайшая к Солнцу звезда (и звезда с наибольшим параллаксом) – Проксима Центавра – имеет параллакс 0,7685 ± 0,0002 угловой секунды.
Ранние теории и попытки
Звездный параллакс настолько мал, что его невозможно было наблюдать до XIX века, и его кажущееся отсутствие использовалось как научный аргумент против гелиоцентризма в ранний новый период. Из геометрии Евклида следует, что эффект был бы неопределим, если бы звезды находились достаточно далеко, но по различным причинам такие огромные расстояния казались совершенно невероятными: одним из основных возражений Тихо Браге против гелиоцентрической системы Коперника было то, что для ее соответствия отсутствию наблюдаемого звездного параллакса потребовалось бы огромное и маловероятное пространство между орбитой Сатурна и восьмой сферой (неподвижными звездами). Джеймс Брэдли впервые попытался измерить звездные параллаксы в 1729 году. Звездные смещения оказались слишком малы для его телескопа, но вместо этого он открыл аберрацию света и нутацию земной оси, а также каталогизировал 3222 звезды.
XIX и XX века
Измерение годового параллакса стало первым надежным способом определения расстояний до ближайших звезд. Во второй четверти XIX века технологический прогресс достиг уровня, обеспечившего достаточную точность и прецизионность для измерений звездного параллакса. Джузеппе Каландерелли отметил звездный параллакс в 1805 году и получил значение в 4 секунды для звезды Вега, что было значительной переоценкой. Первые успешные измерения звездного параллакса были выполнены Томасом Хендерсоном в Кейптауне (Южная Африка) в 1832–1833 годах, где он измерил параллакс одной из ближайших звезд, Альфы Центавра. В период с 1835 по 1836 год астроном Фридрих Георг Вильгельм фон Струве из обсерватории Дерптского университета измерил расстояние до Веги и опубликовал свои результаты в 1837 году. Фридрих Бессель, друг Струве, провел интенсивную серию наблюдений в 1837–1838 годах в Кенигсбергской обсерватории за звездой 61 Лебедя, используя гелиометр, и опубликовал свои результаты в 1838 году. Хендерсон опубликовал свои результаты в 1839 году, после возвращения из Южной Африки. Эти три результата, два из которых были получены с использованием лучших инструментов того времени (большой рефрактор Фраунгофера, использованный Струве, и гелиометр Фраунгофера, использованный Бесселем), впервые в истории позволили установить надежную шкалу расстояний до звезд. В 1896 году в обсерватории Куффнера (Вена) был установлен большой гелиометр, который использовался для измерения расстояний до других звезд тригонометрическим параллаксом. К 1910 году с его помощью было вычислено 16 параллаксных расстояний до других звезд, из общего числа 108, известных науке на тот момент. Более совершенные компьютерные технологии 1960-х годов позволили более эффективно составлять звездные каталоги. В 1980-х годах приборы с зарядовой связью (ПЗС) заменили фотопластинки и снизили оптическую неопределенность до одной миллисекунды дуги. Звездный параллакс остается эталоном для калибровки других методов определения расстояний (см. Лестницу космических расстояний). Точные вычисления расстояний на основе звездных параллаксов требуют измерения расстояния от Земли до Солнца, которое теперь известно с высокой точностью благодаря радиолокационным измерениям отражений от поверхностей планет.
Космическая астрометрия
В 1989 году спутник Hipparcos был запущен главным образом для определения параллаксов и собственных движений ближайших звезд, увеличив число звездных параллаксов, измеренных с точностью до миллисекунды дуги, в тысячу раз. Тем не менее, Hipparcos способен измерять углы параллакса только для звезд на расстоянии до примерно 1600 световых лет, что составляет чуть более одного процента диаметра галактики Млечный Путь. Телескоп Хаббл с прибором WFC3 теперь обладает точностью от 20 до 40 микросекунд дуги, что позволяет проводить надежные измерения расстояний до небольшого числа звезд. Это повышает точность космической шкалы расстояний и улучшает наши знания о расстояниях во Вселенной, основанные на размерах земной орбиты. По мере увеличения расстояния между двумя точками наблюдения визуальный эффект параллакса также становится более выраженным. Космический аппарат New Horizons, принадлежащий NASA, 22 апреля 2020 года выполнил первое измерение межзвездного параллакса, получив изображения Проксимы Центавра и Волка 359 совместно с наземными обсерваториями. Относительная близость этих двух звезд в сочетании с расстоянием аппарата от Земли в 6,5 миллиарда километров (около 43 а.е.) привела к обнаружимому параллаксу в угловые минуты, что позволило увидеть параллакс визуально без использования приборов. Миссия Gaia Европейского космического агентства, запущенная 19 декабря 2013 года, должна измерить углы параллакса с точностью 10 микросекунд дуги для всех умеренно ярких звезд, тем самым составив карту ближайших звезд (и потенциально планет) на расстоянии до десятков тысяч световых лет от Земли. В релизе данных 2 в 2018 году заявлена средняя погрешность для параллаксов звезд 15-й звездной величины и ярче в 20–40 микросекунд дуги.
Радиоастрометрия
Очень длинная базовая интерферометрия в радиодиапазоне позволяет получать изображения с угловым разрешением около 1 миллисекунды, и, следовательно, для ярких радиоисточников точность измерений параллакса, выполненных в радиодиапазоне, может легко превосходить точность оптических телескопов, таких как Gaia. Эти измерения, как правило, ограничены чувствительностью и требуют последовательного проведения, поэтому они обычно выполняются только для источников с сильным радиоизлучением относительно оптического, таких как пульсары и рентгеновские двойные системы.