Hvězdná paralaxa - Stellar parallax

Hvězdná paralaxa je základem pro parsek , což je vzdálenost od Slunce k astronomickému objektu, který má úhel paralaxy jednu obloukovou sekundu . (1 AU a 1 parsek nejsou v měřítku, 1 parsek = ~ 206265 AU)

Hvězdná paralaxa je zjevný posun polohy jakékoli blízké hvězdy (nebo jiného objektu) na pozadí vzdálených objektů. Extrémně malý pozorovaný posun, vytvořený různými orbitálními polohami Země , je největší v časových intervalech asi šesti měsíců, kdy Země dorazí na opačné strany Slunce na své oběžné dráze, přičemž mezi pozorováními je základní vzdálenost přibližně dvě astronomické jednotky . Samotná paralaxa je považována za polovinu tohoto maxima, což je přibližně ekvivalent pozorovacího posunu, ke kterému by došlo v důsledku různých poloh Země a Slunce, základní linie jedné astronomické jednotky (AU).

Hvězdnou paralaxu je tak těžké odhalit, že její existence byla po stovky let předmětem mnoha debat v astronomii. Friedrich Bessel provedl první úspěšné měření paralaxy v roce 1838 u hvězdy 61 Cygni pomocí heliometru Fraunhofer na observatoři Königsberg .

Paralaxní metoda

Po celý rok je poloha hvězdy S zaznamenána ve vztahu k ostatním hvězdám v jejím zdánlivém sousedství:

Pohyb hvězdné paralaxy. Png

Hvězdy, které se ve vztahu k sobě nehýbaly, se používají jako referenční body k určení dráhy S.

Pozorovaná cesta je elipsa: projekce oběžné dráhy Země kolem Slunce skrz S na vzdálené pozadí nepohybujících se hvězd. Čím dále je S odstraněno z orbitální osy Země, tím větší je excentricita dráhy S. Střed elipsy odpovídá bodu, kde by bylo S vidět ze Slunce:

Hvězdná paralaxa pravý úhel pozorování.png

Rovina oběžné dráhy Země je pod úhlem k přímce od Slunce přes S. Vrcholy v a v 'eliptické projekce dráhy S jsou projekce poloh Země E a E' tak, že se protíná přímka EE ' přímka Sun-S v pravém úhlu; trojúhelník vytvořený body E, E 'a S je rovnoramenný trojúhelník s přímkou ​​Sun-S jako osou symetrie.

Všechny hvězdy, které se mezi pozorováními nepohybovaly, jsou pro účely přesnosti měření nekonečně daleko. To znamená, že vzdálenost pohybu Země ve srovnání se vzdáleností k těmto nekonečně vzdáleným hvězdám je v rámci přesnosti měření 0. Takže přímka pohledu z první polohy Země E do vrcholu v bude v podstatě stejná jako přímka pohledu z druhé polohy Země E 'do stejného vrcholu v, a bude tedy probíhat rovnoběžně s ní - nelze ji přesvědčivě znázornit na obrázku omezené velikosti:

Protože přímka E'-v 'je příčná ve stejné (přibližně euklidovské) rovině jako rovnoběžné čáry Ev a E'-v, vyplývá, že odpovídající úhly průsečíku těchto rovnoběžných čar s touto příčnou jsou shodné: úhel θ mezi přímky pohledu Ev a E'-v 'se rovná úhlu θ mezi E'-v a E'-v', což je úhel θ mezi pozorovanými polohami S ve vztahu k jeho zjevně nepohyblivému hvězdnému okolí.

Vzdálenost d od Slunce k S nyní vyplývá z jednoduché trigonometrie:

       tan (½θ) = E-slunce / d,

takže d = E-Sun / tan (½θ), kde E-Sun je 1 AU.

Čím je předmět vzdálenější, tím je jeho paralaxa menší.

Hvězdná paralaxa se udává v malých jednotkách arcsekund , nebo dokonce v tisícinách arcsekund (miliarcsekund). Vzdálenost jednotka parsec je definována jako délka nohy části pravoúhlého trojúhelníku přiléhající k úhlu jedné úhlové vteřiny na jednom vrcholu , kde druhé rameno je 1 AU dlouho. Vzhledem k tomu, že hvězdné paralaxy a vzdálenosti zahrnují takové hubené pravé trojúhelníky , lze k převodu paralaxy (v obloukových sekundách) na vzdálenost (v parsecích) použít pohodlnou trigonometrickou aproximaci. Přibližná vzdálenost je jednoduše převrácená k paralaxě: Například Proxima Centauri (nejbližší hvězda k Zemi jiná než Slunce), jejíž paralaxa je 0,7685, je 1 / 0,7685 parseků = 1,301 parseků (4,24 ly) vzdálená.

Raná teorie a pokusy

Heliometr Dollond z konce 17. století

Hvězdná paralaxa je tak malá, že byla až do 19. století nepozorovatelná a její zjevná absence byla v raném novověku používána jako vědecký argument proti heliocentrismu . Je jasné, Euclid ‚s geometrií , že výsledkem by bylo nezjistitelné, jestliže hvězdy byly dost daleko, ale z různých důvodů takové obrovské přepravní vzdálenosti zdálo naprosto nepřijatelné: byl to jeden z Tycho Brahe ‘ hlavních výhrad je na Koperníka heliocentrism , že pro aby to bylo kompatibilní s nedostatkem pozorovatelné hvězdné paralaxy, musela by existovat obrovská a nepravděpodobná prázdnota mezi oběžnou dráhou Saturnu a osmou sférou (pevné hvězdy).

James Bradley se poprvé pokusil změřit hvězdné paralaxy v roce 1729. Hvězdný pohyb se pro jeho dalekohled ukázal jako příliš nevýznamný , ale místo toho objevil aberaci světla a nutaci zemské osy a katalogizoval 3 222 hvězd.

19. a 20. století

Besselův heliometr
Dělená čočka Bambergského heliometru (konec 19. století)

Hvězdná paralaxa se nejčastěji měří pomocí roční paralaxy , definované jako rozdíl v poloze hvězdy při pohledu ze Země a Slunce, tj. Úhel svíraný na hvězdě průměrným poloměrem oběžné dráhy Země kolem Slunce. Parsec (3,26 světelných let ) je definována jako vzdálenost, pro které je roční paralaxa je 1  arcsecond . Roční paralaxa se normálně měří pozorováním polohy hvězdy v různých obdobích roku, jak se Země pohybuje po své oběžné dráze. Měření roční paralaxy bylo prvním spolehlivým způsobem, jak určit vzdálenosti k nejbližším hvězdám. První úspěšná měření hvězdné paralaxy provedl Friedrich Bessel v roce 1838 pro hvězdu 61 Cygni pomocí heliometru .

Protože bylo velmi obtížné měřit, bylo do konce 19. století získáno pouze asi 60 hvězdných paralax, většinou pomocí mikrometru Filar . Astrografy využívající astronomické fotografické desky urychlily proces na počátku 20. století. Automatizované stroje na měření desek a sofistikovanější počítačová technologie 60. let umožňovaly efektivnější kompilaci hvězdných katalogů . V 80. letech 20. století zařízení s nábojovou vazbou (CCD) nahradily fotografické desky a snížily optické nejistoty na jednu miliarcisekundu.

Hvězdná paralaxa zůstává standardem pro kalibraci jiných metod měření (viz Kosmický vzdálenostní žebřík ). Přesné výpočty vzdálenosti na základě hvězdné paralaxy vyžadují měření vzdálenosti od Země ke Slunci, které je nyní známé vynikající přesností na základě odrazu radaru od povrchů planet.

Úhly zahrnuté v těchto výpočtech jsou velmi malé, a proto je obtížné je měřit. Nejbližší hvězda ke Slunci (a také hvězda s největší paralaxou), Proxima Centauri , má paralaxu 0,7685 ± 0,0002 arcsec. Tento úhel je přibližně že protilehlý objektem 2 cm v průměru se nachází 5,3 km.

V roce 1896 byl na Kuffnerově observatoři (ve Vídni) nainstalován velký heliometr , který sloužil k měření vzdálenosti od jiných hvězd pomocí goniometrické paralaxy. Do roku 1910 vypočítal 16 paralaxních vzdáleností k jiným hvězdám, z pouhých 108 celkem známých vědě v té době.

Schéma heliometru z Encyclopædia Britannica z roku 1911 , což by byl pohled směřující k rozdělené čočce heliometru

Vesmírná astrometrie pro paralaxu

Přesné měření hvězdné vzdálenosti pomocí HST bylo rozšířeno 10krát dále do Mléčné dráhy .

V roce 1989 byl vypuštěn satelit Hipparcos primárně za účelem získání paralaxy a správných pohybů blízkých hvězd, což zvyšuje počet hvězdných paralax měřených na přesnost miliarsekund na tisícinásobek. I tak je ale Hipparcos schopen měřit úhly paralaxy hvězd až do vzdálenosti asi 1 600 světelných let , což je o něco více než jedno procento průměru galaxie Mléčné dráhy .

Hubbleův teleskop WFC3 má nyní přesnost 20 až 40 mikroarcsekund, což umožňuje spolehlivé měření vzdálenosti až 3 066 parseků (10 000 ly) pro malý počet hvězd. To dává žebříčku kosmické vzdálenosti větší přesnost a zlepšuje znalost vzdáleností ve vesmíru na základě rozměrů oběžné dráhy Země.

Jak se vzdálenosti mezi dvěma body pozorování zvětšují, vizuální efekt paralaxy se také stává viditelnějším. NASA ‚s kosmická sonda New Horizons provedl první mezihvězdné měření paralaxy dne 22. dubna 2010, přičemž obrazy Proxima Centauri a Wolf 359 ve spojení s observatoří pozemským. Relativní blízkost obou hvězd v kombinaci se vzdáleností kosmické lodi od Země 6,5 miliardy kilometrů vedla k rozeznatelné paralaxě obloukových minut, což umožnilo paralaxu vidět vizuálně bez přístrojů.

Paralaxa Proxima Centauri pozorovaná z New Horizons a Země.

Očekává se, že mise Evropské vesmírné agentury Gaia , zahájená 19. prosince 2013, bude měřit úhly paralaxy s přesností 10 mikroarcsekund pro všechny středně jasné hvězdy, a tak mapovat blízké hvězdy (a potenciálně planety) až do vzdálenosti desítek tisíc světelných let od Země. Data Release 2 v tvrzeních z roku 2018 znamenají chyby paralaxy 15. magnitudy a jasnější hvězdy 20–40 mikroarcsekund.

Radioastrometrie pro paralaxu

Velmi dlouhá základní interferometrie v rádiovém pásmu může produkovat obrazy s úhlovým rozlišením přibližně 1 miliasekunda, a proto u jasných rádiových zdrojů může přesnost měření paralaxy provedených v rádiu snadno překročit přesnost optických dalekohledů, jako je Gaia. Tato měření mají obvykle omezenou citlivost a je třeba je provádět po jednom, takže se práce obecně provádí pouze pro zdroje, jako jsou pulsary a rentgenové binární soubory, kde je rádiová emise v porovnání s optickou emisí silná.

Další základní linie

Statistická paralaxa

Dvě související techniky mohou určit střední vzdálenosti hvězd modelováním pohybů hvězd. Oba jsou označovány jako statistické paralaxy nebo jednotlivci nazývaní sekulární paralaxy a klasické statistické paralaxy.

Pohyb Slunce prostorem poskytuje delší základní linii, která zvýší přesnost měření paralaxy, známou jako sekulární paralaxa. U hvězd na disku Mléčné dráhy to odpovídá průměrné výchozí hodnotě 4 AU za rok, zatímco u halo hvězd je základní linie 40 AU za rok. Po několika desetiletích může být základní linie řádově větší než základní linie Země – Slunce používaná pro tradiční paralaxu. Sekulární paralaxa však přináší vyšší úroveň nejistoty, protože relativní rychlost ostatních hvězd je další neznámá. Při aplikaci na vzorky více hvězd lze nejistotu snížit; přesnost je nepřímo úměrná druhé odmocnině velikosti vzorku.

Střední paralaxy a vzdálenosti velké skupiny hvězd lze odhadnout z jejich radiálních rychlostí a vlastních pohybů . Toto je známé jako klasická statistická paralaxa. Pohyby hvězd jsou modelovány tak, aby statisticky reprodukovaly rychlostní rozptyl na základě jejich vzdálenosti.

Další paralaxa v astronomii

Jiná použití termínu paralaxa v astronomii, z nichž žádná ve skutečnosti paralaxu nevyužívá, jsou metoda fotometrické paralaxy , spektroskopická paralaxa a dynamická paralaxa .

Viz také

Reference

Další čtení