Читать онлайн «Большая Советская Энциклопедия (ПА)». Страница 132

Параллакс (в астрономии)

Паралла'кс (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 движения Солнечной системы в Галактике (вековой П.). Точно измеренные П. небесных светил и групп светил позволяют определять расстояния до них.

  Суточный П. определяют как угол с вершиной в центре небесного светила и со сторонами, направленными к центру Земли и к точке наблюдения на земной поверхности. Величина суточного П. зависит от зенитного расстояния светила и меняется с суточным периодом. П. светила, находящегося на горизонте места наблюдения, называется горизонтальным П., а если при этом место наблюдения лежит на экваторе,— горизонтальным экваториальным П., постоянным для светил, находящихся на неизменном расстоянии от Земли. Горизонтальный экваториальный П. небесного светила p o связан с его геоцентрическим расстоянием r соотношением

  ,

  где R — радиус земного экватора. В значениях горизонтального экваториального П. выражают расстояния до Солнца, Луны и др. тел в пределах Солнечной системы. Для среднего расстояния Солнца принята величина 8,79", для среднего расстояния Луны 57'2,6". На положение звёзд вследствие их большой удалённости суточный П. практически не влияет.

  Годичный П.— малый угол (при светиле) в прямоугольном треугольнике, в котором гипотенуза есть расстояние от Солнца до звезды, а малый катет — большая полуось земной орбиты. Годичные П. служат для определения расстояний до звёзд; эти П. вследствие их малости могут считаться обратно пропорциональными расстояниям до звёзд (параллаксу 1" соответствует расстояние в 1 парсек ). П. ближайшей звезды — Проксимы Центавра — 0,76". П., определённые путём непосредственных измерений видимых смещений звёзд на фоне значительно более удалённых звёзд, называются тригонометрическими. Тригонометрические П. вследствие их малости удалось измерить лишь для ближайших звёзд. Однако сопоставление вычисленных с их помощью абсолютных звёздных величин этих звёзд с некоторыми особенностями их спектров позволило выявить зависимости, используемые для оценки расстояний до других, более удалённых звёзд, для которых определение тригонометрический П. невозможно. П., вычисленные таким путём, называется спектральными.

  Вековой П.— угловое смещение звезды (за год), обусловленное движением Солнечной системы и отнесённое к направлению, перпендикулярному этому движению. В отличие от суточного и годичного П., связанных с периодическими смещениями звёзд на небесной сфере, вековой П. определяется по параллактическому смещению, непрерывно возрастающему стечением времени. Вследствие собственных движений звёзд вековые П. определяются только статистически по отношению к достаточно большой группе звёзд (при этом предполагается, что пекулярные движения звёзд в этой группе в среднем равны нулю). Вековые П. используются в звёздной астрономии, так как с их помощью можно оценивать расстояния, значительно большие, чем те, которые получают при измерениях годичных П. Однако соответствующие им расстояния верны лишь в среднем для всей охваченной измерениями группы звёзд, для индивидуальных же звёзд они могут значительно отличаться от действительных.

  Лит.: Паренаго П. П., Курс звёздной астрономии, [3 изд.], М., 1954.

  Н. П. Ерпылёв.

Паралла'кс (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, длины которых измеряются или положения которых определяются (рис. ). В оптических приборах (например, в зрительных трубах или микроскопах ) П. возникает при движении глаза наблюдателя перед окуляром в случаях, когда сетка (или измерительная нить), по которой производится отсчёт, не совпадает с плоскостью изображения, даваемого объективом . Понятие П. играет важную роль в астрономии (см. Параллакс в астрономии, Параллакс Солнца ).

Рис. к ст. Параллакс.

Паралла'кс Со'лнца, 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 значение П. С. служило одной из важнейших фундаментальных астрономических постоянных, т.к. в сочетании с измеренным геодезическим путём экваториальным радиусом Земли оно определяло в км значение астрономической единицы , служащей масштабом всех линейных размеров во Вселенной. Методы определения П. С. разделяются на геометрические (тригонометрические), динамические (гравитационные) и физические.

  Геометрические методы определения П. С. основаны на точных астрометрических измерениях положений планет относительно звёзд. Из двух обсерваторий, лежащих почти на одном меридиане и достаточно удалённых по широте, определяют склонения той или иной планеты при помощи меридианных или вертикальных кругов (см. Астрономические инструменты и приборы ); таким путём вычисляют горизонтальный экваториальный параллакс планеты. Зная периоды обращений наблюдаемой планеты и Земли, на основе 3-го закона Кеплера вычисляют и искомый П. С. Параллаксы планет можно определить и на одной обсерватории, измеряя положения планет относительно звёзд при помощи гелиометра в различные часы суток, используя перемещение наблюдателя в пространстве вследствие суточного вращения Земли. Начиная со 2-й половины 17 в. с этой целью наблюдали Марс, приближающийся к Земле в периоды больших противостояний до 0,37 астрономической единицы (в это время параллакс Марса в 2,5 раза больше П. С.). Ещё более точными для определения П. С. являются меридианные и гелиометрические наблюдения малых планет, положения которых на небесной сфере благодаря их звездообразному виду вычисляются более надёжно. С конца 19 в. для определения П. С. используют фотографические наблюдения малых планет, приближающихся к Земле на наименьшие расстояния. Среди таких планет — Эрос, иногда сближающийся с Землёй до 1 /7 астрономической единицы с параллаксом, равным 60", а также малые планеты Икар и Географ. Следуя идеям И. Кеплера , в 18 и 19 вв. для определения П. С. наблюдали прохождения Венеры по диску Солнца (см. Прохождение планет по диску Солнца), измеряя на двух обсерваториях время, в течение которого Венера пересекает солнечный диск; теория метода разработана в 1677 Э. Галлеем .

  Динамические методы определения П. С. основаны на изучении возмущений в движении планет и Луны, вызываемых притяжением других небесных тел. П. С. p и суммарная масса Земли и Луны М , выраженная в единицах массы Солнца, связаны соотношением

  p,

вытекающим из 3-го закона Кеплера. П. С. вычисляется, если определена общая масса Земли и Луны, по возмущениям, вызываемым этими телами в движении какой либо планеты. Существуют и другие динамические методы определения П. С.

  Физические методы определения П. С., в частности, основаны на соотношении между средней скоростью V0 движения Земли по гелиоцентрической орбите (около 29,8 км/сек ) и большой полуосью а этой орбиты, т. е. в конечном счёте с П. С. Скорость V0 можно определить: измеряя лучевые скорости звёзд, лежащих вблизи эклиптики; определяя постоянную годичной аберрации c (см. Аберрация света ), равную отношению V0 к скорости света; измеряя доплеровские смещения радиолиний (с длиной волны 21 см ) в спектрах межзвёздных водородных облаков. Развитие радиолокационных методов измерения расстояний между Землёй и планетами, Луной и космическими зондами, а также доплеровских смещений частот дало возможность непосредственно определить значение астрономической единицы в км . В системе астрономических постоянных, принятой в 1964, астрономическая единица равна 149,6 млн. км . Таким образом, в этой системе П. С. является производной астрономической постоянной и составляет 8,794". При этом световая астрономическая единица (время прохождения светом расстояния, равного 1 астрономической единице) принята равной tа = 499,012 сек , а экваториальный радиус земного сфероида — равным 6378,160 км .