ПАРАЛЛАКС

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., связанные с перемещением наблюдателя из-за вращения Земли вокруг своейоси (суточный П.), движения Земли вокруг Солнца (годичный П. ), движенияСолнечной системы в Галактике (вековой П.). П. (точнее, его синус) связанс расстоянием до объекта обратно пропорц. зависимостью.
Суточный П. сказывается на положенияхЛуны, Солнца, др. планет и тел Солнечной системы. Т. к. расстояния до этихтел не очень велики по сравнению с размерами Земли, направления на этиобъекты из разл. точек Земли получаются различными. Для однородности наблюденийусловились 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 горизонтальныйП. имеет Луна (его значение меняется от 53,9' до 61,5'). Ср. значение П. <Солнца принято равным 8,794", что соответствует расстоянию 149 597 870км. Это расстояние наз. астр. единицей (а. е.) и используется в пределахСолнечной системы как эталон длины.
Годичный П. применяется для оценки расстоянийдо звёзд. Осн. единицей измерения служит парсек - такое расстояние, прик-ром а. е. видна под углом в 1". Парсек прибл. равен 30,857 х 10¹² км. Для объектов разл. удалённости разработан ряд методов измерения годичныхП. Наиб. простой - метод тригонометрич. П., применяемый для измерения расстоянийдо ближайших звёзд. Вследствие движения Земли вокруг Солнца изменяютсяположения близких звёзд по отношению к более удалённым. Это изменение измеряют, <сравнивая два снимка одного и того же участка неба, сделанных с интерваломв полгода (тригонометрич. П.). Тригоиометрич. П. измерены для звёзд, расположенныхв 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. скоростейзвёзд). 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. применяютсядля изучения структуры и динамики Галактики.
Для многих космич. объектов при определениирасстояний 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 расстоянияи может быть определена для большого класса объектов различными косв. методами. <Наиб. развитие получили такие разновидности фотометрич. П., как спектральныеП. и цефеидные П.
Спектральные П. основаны на том, что длянекоторых звёзд определённых спектральных классов отношения интенсивностейряда пар линий [напр.,(. -линия Call 3934),Hell 4200/GaI4227и др.] находятся в чёткой статистич. зависимости от светимости звезды. <Измерив отношение интенсивностей таких пар линий, можно определить модульрасстояния и П. звезды по калибровочной кривой, полученной для звёзд сизвестными тригонометрия. П. Таким методом измерены расстояния до >60 000звёзд.
Цефеидные П. определяются для нек-рыхтипов переменных звёзд, у к-рых обнаружена статистич. зависимость период- светимость. Зная тип переменности и период изменения блеска, можнонайти модуль расстояния и тем самым П. или расстояние до области неба, <где находится эта переменная звезда. Таким методом удалось расширить возможностиопределения расстояний до 3 Мпк.
Существует ряд способов определения П. <для нек-рых сравнительно редких объектов Вселенной. По оценкам светимости новыхзвёзд в максимуме блеска удаётся определять расстояния до 10 Мпк, интегральныеабс. звёздные величины шаровых скоплений позволяют измерять расстояниядо 25 Мпк, абс. звёздные величины сверхновых в максимуме блеска - до 100Мпк (подробнее см. Расстояний шкала). Для ещё больших расстоянийиспользуется статистически установленная связь красного смещения линийв 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 ^-1 х Мпк ^-1.

Лит. см. при ст. Расстояний шкала.

Ю. И. Продан.

Физическая энциклопедия. В 5-ти томах. — М.: Советская энциклопедия. Главный редактор А. М. Прохоров. 1988.