Что такое горизонтальный экваториальный параллакс кратко

Обновлено: 05.07.2024

Параллакс - суточный и годичный. Определение расстояний до светил методом параллаксов. Влияние параллакса на координаты светил.

Аберрация света - общее выражение, аберрация суточная, годичная, вековая. Влияние аберрации на координаты светил.

Прецессия и нутация. Лунно-солнечная прецессия, прецессия от планет. Влияние прецессии на координаты светил.

Параллакс - суточный, горизонтальный (экваториальный)

Классическим методом определения геоцентрических расстояний тел Солнечной системы является тригонометрический метод

Суточный параллакс – явление параллактического изменения координат небесных светил заключающееся в изменении видимого положения наблюдаемых небесных светил на фоне далёких звёзд при перемещении наблюдателя по поверхности Земли из-за суточного вращения Земли или изменения его широты.

Координаты небесных тел, наблюдаемые с Земли – называются топоцентрическими. Они различны для одного и того же светила в разных точках Земли и в разное время, т.к. наблюдатель вследствие вращения Земли перемещается.

Представим Землю на рисунке в плоскости экватора (вид сверху на северный полюс):

Рис.8.1 Явление суточного параллакса

где p – величина параллактического cмещения светила (переменная),

r – расстояние светила от центра Земли,

R – радиус Земли,

z – видимое зенитное расстояние светила,

Т – произвольное (топоцентрическое) положение наблюдателя (на экваторе),

Рассматривая треугольник NТМ, можно записать:

sinр/R = sin(180 – z) /r или sinр = R/r· sinz.

Рассматривая прямоугольный треугольник можно записать: sinр_о=R/r. Здесь р_о - горизонтальный (экваториальный) параллакс светила;

или р_о – это угол, под которым со светила виден радиус Земли, перпендикулярно ориентированный к направлению на светило. В горизонтальном параллаксе светила применяется R = Rэкв = 6378.164±0.003км.

Таким образом, наибольший суточный параллакс принято называть горизонтальным (экваториальным) параллаксом.

Учитывая R/r = sinр_о , запишем: sin p = sin p_o ´ sin z, т.к. p и p_o небольшие, то формула может быть такой : p = p_o sin z . Если z=0 (светило в зените), то p=0; если z=90 0 (светило на горизонте), то p наибольший и p= р_о

Вследствие суточного параллакса светило описывает на небесной сфере кривую, близкую к эллипсу (планеты); кроме точки с z=0 (вместо кривой - точка) и z=90 0 (вместо кривой - прямая линия).

Расстояние Если известен горизонтальный экваториальный параллакс светила, то можно определить расстояние до него, но лишь в пределах Солнечной системы.~ 100а.е.: r = R/sinр_о .

Горизонтальный параллакс Солнца (8².8) позволяет оценить среднее расстояние от Земли до Солнца, т.е. получить масштаб Солнечной системы – это астрономическая константа-производная постоянная

(а.е. равна 149.597870 миллионов км - 1976г. МАС)!

Средний параллакс Солнца (p₀= 8².794148, МАС,1976) также является производной постоянной.

Суточный параллакс увеличивает зенитное расстояние (z) светил. Влияние суточного параллакса отсутствует для точки центра Земли.

Координаты светил, отнесенные к центру Земли называются геоцентрическими, т.е. при учете горизонтального параллакса происходит переход от топоцентрического положения наблюдателя к геоцентрическому.

Годичный параллакс

Суточный параллакс звёзд ввиду их удалённости более, чем 4.3 св. лет очень малый ( 0 /r , тогда Sin p = a/r , где r– расстояние от звезды.

Вводу малой величины p, можно ввести угол при sin p² = p² sin1² = p² ´ 1/206265², то есть p² = 206265²´ a/r.

Тогда расстояние до звезд: r = 206265²´ a/p² ,

где можно за а принять среднее расстояние от Земли до Солнца, т.е.

а.е. – астрономическую единицу а = 149597870км 499.004782 световых секунд времени, или ~ 8 световых.минут времени (МАС 1976г).

Поскольку в числителе большая величина в км, то эта формула используется для измерения расстояния до звёзд:

1 парсек = 206265 ´ а = 30856780 х 10 6 км (т.е. расстояние, соответствующее параллаксу p = 1².

1 световой год = 9460530х 10 6 км ~ 63070 а.е. = 6.3 х 10 4 а.е. ~ 0.3 парсека

1 парсек = 3.261633 светового года

1 килопарсек = 10 3 пс, 1 мегапарсек = 10 6 пс.

Вследствие, годичного параллакса звезды в течение года описывают на небесной сфере эллипсы вокруг среднего положения. Размеры и эксцентриситет этих эллипсов определяется расстоянием до звёзд и небесными координатами звёзд.

Первые определения p были выполнены в 1835-1838 гг. В.Я. Струве (параллакс звезды a из созвездия Лиры (Вега), p = 0² .125, т.е. расстояние до нее ~ 24 световых года).

Звезды с самыми большими параллаксами:

Проксима Центавра: p = 0². 762,

a Центавра p = 0².745 r = 4.3 св.года (самая близкая звезда!)

Звезда Барнарда p = 0².552 (очень большое собственное движение)

Сейчас имеется ~ 100 тыс. параллаксов звезд (каталог Гиппаркос).

Примерно ~ 30 звезд имеет p > 0².2, ~ 16 св. лет

200 звезд p > 0².1, ~ 32 св. лет

Но тригонометрические параллаксы, определяемые наземными средствами используются для определения расстояния лишь до ~ 100 парсек, что соответствует 320 световых лет. В то же время диаметр Нашей Галактики ~ 100 тыс. св. лет, а Солнце находится примерно в 30 тысячах световых лет от центра Галактики!. Точность определения параллакса p наземными средствами, около ± 0².01 и для больших расстояний ее ошибка превыщает собственное значение параллакса.

Наивысшая точность ~ 0².001-.002 достигнута в 90-е годы 20 столетия с космических аппаратов, типа Hipparcos). Таким образом, шкала расстояний определенных посредством самого точного тригонометрического метода отодвинулась до сферы с радиусом 3 тысячи световых лет.

Существуют специальные каталоги параллаксов (около 20000 параллаксов звезд, полученных наземными телескопами и 100000 звезд - космическим аппаратом Гиппаркос).

Новый космический проект GAIA при увеличении точности определения тригонометрических параллаксов до 0.²00001 (увеличение на два порядка) расширяет шкалу расстояний до размеров нашей Галактики и более до радиуса, примерно 300 тысяч световых лет (расширение шкалы в 100 раз)

8.3 Аберрация света (лат. aberratio – отклонение)

Это явление было открыто в 1728 г. английским астрономом Джеймсом Брадлеем. Аберрация возникает вследствие движения наблюдателя со скоростью v и конечной скоростью света v_с = с = 299792458 м/сек.

в астрономии, горизонтальный экваториальный Параллакс небесного светила (Луны, Солнца), равный углу с вершиной в центре небесного светила и сторонами, одна из которых направлена в центр Земли, а другая — по касательной к земному экватору.

Большая советская энциклопедия. — М.: Советская энциклопедия . 1969—1978 .

Смотреть что такое "Экваториальный параллакс" в других словарях:

Параллакс Солнца — Параллакс Солнца, суточный параллакс Солнца горизонтальный экваториальный параллакс Солнца, угол, под которым со среднего расстояния Солнца виден экваториальный радиус Земли. До введения в астрономическую практику радиолокационных методов… … Википедия

Параллакс Солнца — горизонтальный экваториальный параллакс Солнца, угол, под которым со среднего расстояния Солнца виден экваториальный радиус Земли. До введения в астрономическую практику радиолокационных методов определения расстояний до планет численное… … Большая советская энциклопедия

ПАРАЛЛАКС — (астр.) угол, образуемый зрительными линиями, направленными на один и тот же предмет из двух различ. точек. Как скоро известен параллакс предмета и расстояние между двумя точками, из которых этот предмет наблюдался, то расстояние предмета от… … Словарь иностранных слов русского языка

ПАРАЛЛАКС — (от греч. parallaxis уклонение) в астрономии изменение направления наблюдатель астр. объектпри смещении точки наблюдения, равное углу, под к рым из центра объектавидно расстояние между двумя положениями точки наблюдения. Обычно используютсяП.,… … Физическая энциклопедия

ПАРАЛЛАКС ГОРИЗОНТАЛЬНЫЙ ЭКВАТОРИАЛЬНЫЙ — горизонтальный параллакс светила, вычисленный с наибольшим (экваториальным) радиусом Земли. Самойлов К. И. Морской словарь. М. Л.: Государственное Военно морское Издательство НКВМФ Союза ССР, 1941 … Морской словарь

Параллакс (в астрономии) — Параллакс (параллактическое смещение) в астрономии, видимое перемещение светил на небесной сфере, обусловленное перемещением наблюдателя в пространстве вследствие вращения Земли (суточный П.), обращения Земли вокруг Солнца (годичный П.) и… … Большая советская энциклопедия

Параллакс — I Параллакс (от греч. parállaxis отклонение) видимое изменение относительных положений предметов вследствие перемещения глаза наблюдателя. П. может приводить к ошибкам при отсчётах по шкалам, не расположенным вплотную к предметам … Большая советская энциклопедия

Параллакс — (παραλλάσσω уклоняюсь) светила угол, составленный линиями, идущими от светила к центру земли и к наблюдателю. Иначе, это угол, под которым виден со светила земной радиус места наблюдения. Вследствие П. светило видимо наблюдателем по другому… … Энциклопедический словарь Ф.А. Брокгауза и И.А. Ефрона

Вега — У этого термина существуют и другие значения, см. Вега (значения). Вега Звезда … Википедия

Vega — Вега Звезда Положение Веги в созвездии Лиры История исследования Обозначения Vega, α Lyr, 3 Lyr, HIP 91262[1], GCRV 11085 … Википедия

ПАРАЛЛАКС, угол, под которым некоторое данное расстояние видно из данной точки. Так, если расстояние а между точками А и В видно из отдаленного пункта S (фиг. 1) под углом ε, то последний и называется параллаксом пункта S по отношению к а. При постоянном AS (например AS = d) величина параллакса будет зависеть от угла BAS; при AS = BS величина ε достигает своего максимума и определяется из следующего соотношения:

Если пункт S лежит на направлении АВ, то ε = 0. Так как при вычислениях ε обычно не превышает 1°, то на практике вместо приведенного выше уравнения пользуются формулой:

где ϕ = 206265. Таким образом, при сделанных допущениях величина параллакса обратно пропорциональна расстоянию. В астрономии под расстоянием а подразумевают либо радиус земного экватора (при вычислении расстояний внутри солнечной системы) либо средний радиус земной орбиты (равный около 23400 земных радиусов), если вопрос касается расстояний неподвижных звезд от тел солнечной системы.

Параллакс в астрономии различают суточный и годичный, причем суточным параллаксом называется угол, под которым со светила виден радиус земли, проведенный в данную точку земной поверхности, а также угол между направлениями на светило из данной точки и из центра земли. Наибольшей величины для данной точки параллакс достигает, когда светило видно в горизонте; соответствующий параллакс называется горизонтальным параллаксом . Наибольшую величину для земли вообще параллакс имеет в горизонте для точки земного экватора; соответствующий параллакс называется горизонтальным экваториальным параллаксом ; в дальнейшем он обозначен через π₀. Последний зависит только от расстояния Δ светила и связан с ним простым соотношением:

где р - радиус земного экватора. Для всех тел солнечной системы кроме луны (для которой средний π₀ = 57' 2,70") можно по малости параллакса заменить sin π₀ через π₀" sin 1". Если еще за единицу расстояния принять большую полуось а земной орбиты, то для Δ получается формула:

Где в числителе стоит средний горизонтальный экваториальный параллакс солнца. Имея в виду эту простую связь между расстоянием и параллаксом, эти два термина в современной астрономии принимают равнозначащими. Расстояния луны и солнца определяются именно посредством измерения параллакса либо путем наблюдения из двух разных точек земной поверхности, что дает разность соответствующих местных параллаксов, либо, наблюдая из одного места, но пользуясь перемещением последнего вследствие суточного вращения земли (отсюда произошел и самый термин: суточный параллакс).

В астрономических ежегодниках и таблицах положение тел солнечной системы всегда дается для центра земли ( геоцентрические координаты ). Чтобы найти топоцентрические координаты , т.е. видимые из данного места земной поверхности, нужно учесть влияние параллакса, который понижает светило к горизонту на угол , являющийся параллаксом по высоте. Здесь ϱ есть местный радиус земли, z - зенитное расстояние. Влияние параллакса на азимут ничтожно, т.к. происходит лишь благодаря отклонению формы земли от точного шара и ощутимо только для луны. Параллакс по прямому восхождению а и склонению δ вычисляется по формулам:

где ϕ' - геоцентрическая широта места, t - часовой угол светила. Для луны эти выражения недостаточно строги и требуют еще дополнительных членов. Суточный параллакс для звезд исчезающе мал. По отношению к ним говорят о годичном параллаксе , т. е. угле, под которым со звезды видна полуось земной орбиты. Связь годичного параллакса с расстоянием дается формулой:

Ближайшая звезда имеет π = 0,76", откуда Δ = 270000 а. Для выражения таких больших расстояний употребляется особая единица, называемая парсеком (начальные слоги двух слов: параллакс, секунда); она равна 206265 а = 3,09 х 10 13 км = 3,26 световых лет. Тогда связь между параллаксом и расстоянием становится еще проще: парсеков. Годичный параллакс влияет на видимое положение звезды. Однако по малости его приходится учитывать только для немногих самых близких звезд. Для огромного большинства звезд он меньше 0,01". Иногда употребляется еще термин вековой параллакс . Последний обозначает смещение звезды, вызываемое движением солнечной системы в пространстве.

Параллакс нитей трубы - кажущееся перемещение центра нитей трубы относительно точки визирования при перемещении глаза наблюдателя, вправо или влево, вверх или вниз относительно центра окуляра. Диафрагма с сеткой нитей устанавливается в трубе, в сеточном колене, в фокусе объектива, т. е. в том месте, где получается действительное изображение предметов через объектив, рассматриваемое наблюдателем через окуляр (фиг. 2—4):

на фиг. 2 - в точке В. При визировании трубой наводят на точку визирования центр пересечения двух нитей, или центр квадратика, образуемого четырьмя нитями, или центр треугольника, образуемого тремя нитями. При визировании нити должны представляться наблюдателю резкими линиями; поэтому перед наблюдением надо вдвинуть (или выдвинуть) окулярную трубочку bс из окулярного колена ВС настолько, чтобы нити представлялись резкими линиями (фиг. 5).

Затем при визировании на каждый предмет необходимо получать в трубе наиболее ясное его изображение; это достигается вдвижением (или выдвижением) всего окулярного колена ВС (вместе с трубочкой bс) в объективное колено DE с помощью зубчатого колеса и рейки (кремальеры). Однако точная установка сетки относительно действительного изображения предмета визирования не м. б. достигнута одною только ясностью видения изображения, потому что глаз не всегда улавливает при этом неточное совмещение плоскости сетки с плоскостью изображения в трубе.

Между тем если сетка нитей не вполне совмещена с действительным изображением в трубе, то при различных положениях глаза наблюдателя центр нитей покрывает разные точки изображения, поэтому точное наведение не достигается. На фиг. 6—8, где С - плоскость сетки, А - действительное изображение, N - окуляр, Н - глаз, видно, что только при полном совмещении сетки С с изображением А точка изображения, лежащая против центра сетки, не зависит от положения глаза.

Отсюда ясно, что при визирований, добившись ясности изображения предмета визирования и точки визирования, необходимо мелкими перемещениями глаза вправо, влево, вверх и вниз относительно центра окуляра убедиться в отсутствии параллакса нитей; если параллакс имеет место, то надо его уничтожить движением кремальеры, т. е. сближением (или удалением) окуляра с объективом довести плоскость сетки до точного совпадения с плоскостью изображения (фиг. 8). Только при отсутствии параллакса нитей точность визирования трубой W равна точности визирования диоптрами (1'), деленной на увеличение v трубы:

Планета Земля не является стационарным объектом в космическом пространстве, а совершает один оборот вокруг своей оси каждые 24 часа (земные сутки), а так же обращается вокруг Солнца за 365 земных суток (один земной год).

Краткие сведения

Радиус земной орбиты составляет одну астрономическую единицу или около 150 миллионов километров. В связи с этим все внеземные объекты на земном небе так же выписывают годичные “петли” (параллактическое движение). Чем дальше небесный объект находится от Земли, тем его параллактическое движение на земном небе является менее заметным (в переводе с греческого слово “параллакс” означает “смещение”).

Измерения углового диаметра параллактического движения небесных тел на земном небе позволяет проводить наиболее точные измерения расстояния до них (тригонометрическое расстояние). Кроме того, важным в истории астрономии оказался суточный (геоцентрический) и вековой параллакс. Первый из них обозначает половину от максимального различия в угловых координатах небесного тела на земном небе при различных географических положениях на поверхности Земли (относительно центра Земли), второй обозначает собственные движения звезд на небе нашей планеты по причине движения Солнечной Системы вокруг центра галактики.

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

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.

Василий Струве и Пулковская обсерватория в которой он работал

Орбитальное движение звезд системы 61 Лебедя (черным отметками отмечены измерения астрономов)

Кроме того французский астроном Доминик Араго (1786-1853) ещё за несколько лет до Ф. Бесселя опубликовал значение параллакса 61 Лебедя с большой погрешностью. Результат Ф. Бесселя был воспринят мировым сообществом как наиболее достоверный в связи с большим количеством астрометрических измерений (более 400).

Для сравнения у Ф. Струве для Веги было сделано только 17 астрометрических измерений. Кроме того работу Бесселя облегчил факт того, что двойная система 61 Лебедя обладает заметным орбитальным движением. Так можно было сравнить параллакс для обеих звезд системы.

Визуальные измерения параллаксов и собственных движений являлись крайне трудоемкими. К концу 19 века удалось измерить тригонометрические расстояния лишь до сотни звезд. Всё резко изменилось с использованием фотографии. Точность измерений выросла до 10 угловых микросекунд, а число измеряемых звезд достигло нескольких тысяч. Замена фотопластинок приборами с зарядовой связью (ПЗС-матрицами), широкое использование компьютеров для обработки данных, а также вынос телескопов за пределы атмосферы Земли позволил улучшить точность измерения положения звезд до миллионных долей угловой секунды, а размер астрометрических каталогов вырос до девятизначных цифр.

Прогресс в точности измерения положения звезд за последние 2.5 тысячи лет

Основы геометрии и тригонометрии

При вычислении лунного параллакса активно используются основы геометрии для прямоугольного треугольника. Прямоугольным треугольником называется такой треугольник, у которого один из углов равен 90 градусов.

В прямоугольном треугольнике стороны, которые образуют угол в 90 градусов, называются катетами, а сторона, лежащая напротив угла в 90 градусов гипотенузой. Сумма углов в прямоугольном треугольнике равна 180 градусов. Отсюда несложно определить, что при известном катете (радиусе Земли) и угле между гипотенузой и катетом (суточным параллаксом) гипотенуза (расстояние до небесного тела) будет равна отношению известного катета к синусу суточного параллакса.

Только в этом случае радиус Земли заменяется радиусом земной орбиты вокруг Солнца, а суточный параллакс заменяется годичным параллаксом

Синусом в прямоугольном треугольнике называют отношение катета противолежащего угла к гипотенузе.

Аналогичный принцип вычислений существует для расчетов тригонометрических расстояний до звезд.

По причине огромных расстояний до звезд (ближайшая звезда находится в 270 тысячах астрономических единиц от Солнца), для вычисления тригонометрических расстояний чаще всего используют отношение 206265 угловых секунд и измеренного годичного параллакса, который так же представлен в угловых секундах. Число 206265 означает число угловых секунд в одном радиане. Радиан – это угол, соответствующий дуге окружности, длина которой равна радиусу этой окружности.

Частные случаи использования суточного и годичного параллакса

Многие тысячи лет число известных объектов в Солнечной Системе было постоянным и было равно девяти (Земля, Луна, Солнце, Меркурий, Венера, Земля, Марс, Юпитер и Сатурн). Это постоянство нарушали лишь кометы, которые периодически появлялись во внутренних областях Солнечной Системы. В 18 веке в Солнечной Системе начались открытия новых планет и астероидов (к примеру, Урана и Цереры). Шквал новых открытий вынудил астрономов разрабатывать методики по вычислению орбит небесных тел Солнечной Системы по минимальному числу измерений. В 1801 году 24-летний немецкий математик Фридрих Гаусс (1777-1855 годы) с целью обнаружения потерянной Цереры разработал математический метод, по которому было возможно определить орбиту небесного тела на основе всего трех его наблюдений.

В то же время примерное расстояние до небесного тела в Солнечной Системе, возможно, определить лишь по двум наблюдениям. Особенно, это актуально в случае открываемых объектов за орбитой Нептуна (ТНО). У таких объектов скорость движения является минимальной по сравнению с орбитальной скоростью Земли (несколько сотен метров в секунду против 30 км в секунду). В результате этого наблюдаемое расстояние от Солнца (гелиоцентрическое расстояние) до ТНО в астрономических единицах можно определить простым соотношением 150/q, где q – это угловая скорость объекта в угловых секундах за один час.

С другой стороны в последние годы астрометрические наблюдения мигрируют из оптического диапазона в более длинноволновые диапазоны электромагнитного спектра: инфракрасные лучи и радиоволны. Первый диапазон является очень перспективным для астрометрии красных и коричневых карликов во Вселенной (наиболее распространенной популяции массивных объектов в галактике, чей максимум теплового излучения приходится на инфракрасный диапазон). Второй диапазон является уникальным во всем электромагнитном спектре по проникающей способности.

Так недавно радиоастрономы с помощью радиоинтерферометра VLBA смогли установить рекорд самого далекого измеренного параллакса: расстояние до межзвездного облака G007.47+00.05 (внешний рукав Щита – Центавра) составило 20 тысяч парсек или 67 тысяч световых лет

Вековой и внегалактический параллакс

Солнечная Система, как сотни миллиардов планетных систем нашей галактики обращается вокруг центра галактики в созвездии Стрельца. Один оборот Солнечной Системы вокруг центра галактики (галактический год) равен 225-250 миллионов лет (средняя скорость движения Солнечной Системы в межзвездном пространстве около 220 км в секунду). По причине различий в галактических орбитах другие звезды на земном небе движутся по различным траекториям, с различной угловой и пространственной скоростью.

Как говорилось выше, собственные движения звезд были впервые обнаружены в 1718 году английским астрономом Эдмондом Галлеем (1656-1743). Так как это открытие случилось за столетие до первых измерений параллаксов, звезды с высоким собственным движением стали потенциально интересными для измерения параллаксов. Из трех первых опубликованных параллаксов в 1837-1838 годах, два приходятся на звезды с высоким собственным движением (61 Лебедя и Альфа Центавра). Собственное движение этих систем составляет около 4 угловых секунд в год. Для сравнения, у третьей звезды – Веги собственное движение в 20 раз меньше (Ф. Бессель выбрал эту звезду для измерения параллакса по причине её околорекордной видимой яркости на северном небе). В дальнейшем поиск неизвестных близких звезд в большинстве случаев проходил через первоначальное обнаружение звезд с высоким собственным движением (к примеру, так были обнаружены в 20 веке звезды Проксима Центавра и Летящая Барнарда). В результате этого в последние годы астрономы открывают близкие звездные системы только с минимальным собственным движением (0.15 угловых секунд в год и меньше). Исключением из этого правила могут стать лишь плотные звездные поля или области вблизи очень ярких звезд.

Естественно и наша галактика в космическом пространстве Вселенной не является неподвижным объектом. Сегодня астрономы полагают, что наша галактика с соседними галактиками (Местная группа галактик) входят в состав сверхскопления галактик созвездия Девы. Исследования реликтового излучения в конце 20 века показали, что Солнечная Система движется относительно реликтового излучения со скоростью 368 ± 2 км/с (или 78 астрономических единиц в год). В результате этого движения, объект, который находится в миллионе парсек от нас, и расположен перпендикулярно внегалактическому апексу будет обладать на земном небе собственным движением в 78 угловых микросекунд в год (миллионных долей угловой секунды). Подобная точность измерений является вполне достижимой в последние десятилетия. В ходе измерения собственных движений близких галактик широко используются снимки крупнейших наземных телескопов и космических телескопов Хаббл и Гаяй, а так же данные радиоинтерферометров. К примеру, измерение собственного движения галактики М31 привело к прогнозу её столкновения с нашей галактикой через несколько миллиардов лет.

Схема движения галактик в Местной группе относительно нашей галактики взята из работы A. Brunthaler et al. 2007 года

Измеренное собственное движение галактики Андромеды с расстоянием в 0.8 миллионов парсек составило около 50 угловых микросекунд в год. Для сравнения современные радиоинтерферометры способны регистрировать собственные движения галактик на основе наблюдения мазеров до удаления в 20 миллионов парсек за 10-летние наблюдения. Сложности измерения собственных движений галактик заключаются в необходимости разграничения общего движения всей галактики от орбитального движения отдельных звездных скоплений или межзвездных туманностей в ней. Решением этой проблемы является измерение собственного движения ядер галактик. В связи с этим удобным источником для измерения внегалактических собственных движений являются галактики с активными ядрами (квазары) – одни из ярчайших радиоисточников на земном небе. В работе 2005 года с названием “Quasar Apparent Proper Motion Observed by Geodetic VLBI Networks” сообщается, что геодезическим радиоинтерферометрам в период с 1980 по 2002 годы удалось измерить или ограничить собственное движение 580 квазаров.

У многих из них собственное движение составляет несколько сотен угловых микросекунд

Большинство этих источников находились на огромных расстояниях в многие миллиарды световых лет

В работе 2017 года был опубликован каталог собственных движений 713 внегалактических радиоисточников, которые наблюдались в среднем около 22 лет. Средняя погрешность этих измерений составила 24 угловых микросекунд в год. Эти наблюдения позволили зарегистрировать ускорение движения Солнечной Системы по галактической орбите (статистический уровень значимости 6.3 сигм). Это явление приводит к систематическому изменению угловой скорости внегалактических объектов на несколько микросекунд в год.

Карта собственных движений из нового каталога

Самое большое наблюдаемое собственное движение в вышеназванном каталоге (около 1.5 угловых миллисекунд в год) наблюдается у радиогалактики SDSS J213836.38+001241.8, у которой наблюдаемый блеск в оптическом диапазоне составляет примерно 23 звездных величины (её красное смещение равно 0.6). Для сравнения у одной ближайшей галактики (Большое Магелланово облако) собственное движение равно 2 угловым миллисекундам.

Публикация первых (предварительных) релизов космического телескопа GAIA, который работает в оптическом диапазоне, так же смогла зарегистрировать собственные движения некоторых галактик и квазаров

Актуальность регистрации собственных движений внегалактических объектов в последние годы возрастает в связи с поисками темной (скрытной материи). Как известно темная материя была заподозрена на основе аномально высоких лучевых скоростей движения внешних областей многих галактик. В этих случаях лучевые скорости были измерены через анализ спектров. Измерение собственного движения этих аномальных областей позволило бы лучше прояснить этот вопрос.

Читайте также: