к библиотеке к оглавлению FAQ по эфирной физике ТОЭЭ ТЭЦ ТПОИ ТИ

РЕАЛЬНАЯ ФИЗИКА

Глоссарий по физике

А Б В Г Д Е Ж З И К Л М Н О П Р С Т У Ф Х Ц Ч Ш Э Ю Я

Параллакс

Параллакс (от греч. parallaxis - уклонение) в астрономии - изменение направления наблюдатель - астр. объект при смещении точки наблюдения, равное углу, под к-рым из центра объекта видно расстояние между двумя положениями точки наблюдения. Обычно используются П., связанные с перемещением наблюдателя из-за вращения Земли вокруг своей оси (суточный П.), движения Земли вокруг Солнца (годичный П. ), движения Солнечной системы в Галактике (вековой П.). П. (точнее, его синус) связан с расстоянием до объекта обратно пропорц. зависимостью.
Суточный П. сказывается на положениях Луны, Солнца, др. планет и тел Солнечной системы. Т. к. расстояния до этих тел не очень велики по сравнению с размерами Земли, направления на эти объекты из разл. точек Земли получаются различными. Для однородности наблюдений условились приводить их к центру Земли (т. н. геоцентрич. направления). Угол, под к-рым из центра астр. объекта виден экваториальный радиус Земли, наз. горизонтальным экваториальным П. Этот угол (p) связан с расстоянием между центрами Земли и объекта (D)соотношением: sin= R/D, где R - экваториальный радиус Земли. Наиб. экваториальный горизонтальный П. имеет Луна (его значение меняется от 53,9' до 61,5'). Ср. значение П. Солнца принято равным 8,794", что соответствует расстоянию 149 597 870 км. Это расстояние наз. астр. единицей (а. е.) и используется в пределах Солнечной системы как эталон длины.
Годичный П. применяется для оценки расстояний до звёзд. Осн. единицей измерения служит парсек - такое расстояние, при к-ром а. е. видна под углом в 1". Парсек прибл. равен 30,857 х 10¹² км. Для объектов разл. удалённости разработан ряд методов измерения годичных П. Наиб. простой - метод тригонометрич. П., применяемый для измерения расстояний до ближайших звёзд. Вследствие движения Земли вокруг Солнца изменяются положения близких звёзд по отношению к более удалённым. Это изменение измеряют, сравнивая два снимка одного и того же участка неба, сделанных с интервалом в полгода (тригонометрич. П.). Тригоиометрич. П. измерены для звёзд, расположенных в окрестностях Солнца в сфере с радиусом 70 - 100 пк. Одни трпгонометрич. П. не дают возможности изучить строение как ближайшей части Вселенной, так и Галактики, но они являются основой для др. методов измерения расстояний.
Вековой П. даёт статистич. оценку ср. расстояний групп звёзд (в предположении хаотич. распределения собств. скоростей звёзд). Из-за движения Солнца к апексу со скоростью 4,2 а. е. в год у звёзд, находящихся на ~90° от апекса, появляется составляющая собств. движения (угл. смещения за год) в сторону антиапекса (вековой П.). Вековые П. применяются для изучения структуры и динамики Галактики.
Для многих космич. объектов при определении расстояний используют не принцип перемещения наблюдателя в пространстве, а др. физ. закономерности. Большое распространение получили т. н. фотометрия, способы определения П. (ф о т о м е т р и ч. П.). Если М - абс. звёздная величина объекта, т - его видимая звёздная величина, то П.

Разность т - М наз. модулем расстояния и может быть определена для большого класса объектов различными косв. методами. Наиб. развитие получили такие разновидности фотометрич. П., как спектральные П. и цефеидные П.
Спектральные П. основаны на том, что для некоторых звёзд определённых спектральных классов отношения интенсивностей ряда пар линий [напр.,(К - линия Call 3934), Hell 4200/GaI 4227 и др.] находятся в чёткой статистич. зависимости от светимости звезды. Измерив отношение интенсивностей таких пар линий, можно определить модуль расстояния и П. звезды по калибровочной кривой, полученной для звёзд с известными тригонометрия. П. Таким методом измерены расстояния до >60 000 звёзд.
Цефеидные П. определяются для нек-рых типов переменных звёзд, у к-рых обнаружена статистич. зависимость период - светимость. Зная тип переменности и период изменения блеска ,можно найти модуль расстояния и тем самым П. или расстояние до области неба, где находится эта переменная звезда. Таким методом удалось расширить возможности определения расстояний до 3 Мпк.
Существует ряд способов определения П. для нек-рых сравнительно редких объектов Вселенной. По оценкам светимости новых звёзд в максимуме блеска удаётся определять расстояния до 10 Мпк, интегральные абс. звёздные величины шаровых скоплений позволяют измерять расстояния до 25 Мпк, абс. звёздные величины сверхновых в максимуме блеска - до 100 Мпк (подробнее см. Расстояний шкала ).Для ещё больших расстояний используется статистически установленная связь красного смещения линий в спектрах удалённых галактик с их расстояниями:

где - смещение линии с длиной волны в красную часть спектра, а Н - Хаббла постоянная ,принятая равной (50 - 100) км х с^-1хМпк^-1.

Литература по параллаксу

Абалакин В. К., Основы эфемеридной астрономии, М., 1979;
Подобед В. В., Нестеров В. В., Общая астрометрия, 2 изд., М., 1982;
Nеwhаll X. X. Standish E. М. jr., Wi11iams J. G., DE 102: a numerically integrated ephemeris of the Moon and planets spanning forty-four centuries, "Astron. and Astrophys.", 1983, v. 125, p. 150.

Ю. И. Продан

к библиотеке к оглавлению FAQ по эфирной физике ТОЭЭ ТЭЦ ТПОИ ТИ

Знаете ли Вы, что "гравитационное линзирование" якобы наблюдаемое вблизи далеких галактик (но не в масштабе звезд, где оно должно быть по формулам ОТО!), на самом деле является термическим линзированием, связанным с изменениями плотности эфира от нагрева мириадами звезд. Подробнее читайте в FAQ по эфирной физике.

НОВОСТИ ФОРУМА

Рыцари теории эфира