ЭСБЕ/Параллакс: различия между версиями

В настоящее время за наивероятнейшее значение П. нужно принимать 8",802, что соответствует 149000000 км расстояния земли до солнца. Созванная в Париже в мае 1896 г. Commission Internationale des étoiles fondamentales постановила принять для нужд астрономических календарей: π = 8",80. П. ''луны'' определялся обыкновенно из сравнения видимых склонений луны, наблюденных на двух обсерваториях различных по широте, но близких по долготе, напр. Гринвич и мыс Доброй Надежды. Олуфсен обработал все наблюдения прошлого столетия; из позднейших лучшие — работы Эри и Стоне. Покрытия звезд луной также дают хорошее средство для определения лунного П. По новейшим определениям средний П. луны = 57'3."08. В древности совершенно не подозревали громадности расстояния солнца от земли. Древние философы Греции довольствовались эмпирическими рассуждениями о расстояниях между небесными сферами. Первые способы для определения П., поразительные по остроумию, но очень неточные, принадлежат Аристарху Самосскому и Гиппарху. Аристарх предложил наблюдать моменты первой или последней четверти луны. Если бы солнце было бесконечно удалено от нас, разность долгот солнца и луны составляла бы в эти моменты прямой угол, на самом деле этот угол меньше. Аристарх полагал его в 87° и отношение расстояний от земли до солнца и луны оценивал поэтому как 20 к 1. В действительности этот угол 89° 50'. Гиппарх, уже имея найденное Аристархом отношение П., определил П. солнца из следующего равенства: сумма П. луны и солнца равна сумме углов, под которыми видны с земли радиус солнца и радиус сечения конуса тени земли, в том месте, где проходит орбита луны. Таким путем, Гиппарх получил для П. солнца — 3'. Индусы, судя по Sûrya-Siddhanta, считали его равным 4' Гиппархова величина перешла к Птолемею и всем астрономам, до Коперника включительно, без проверки. Только Кеплер произвел новую, более точную попытку определения П. уже из наблюдений Марса.

 

 

''Годовым П. звезд'' называется угол, под которым виден со звезды радиус земной орбиты около солнца. Звезды удалены от нас на такие громадные расстояния, что при наших средствах немыслимо определять их такими же способами, как П. солнца, и потому за базис принимают орбиту земли. Но и этот годовой П. чрезвычайно мал, для некоторых только звезд достигает нескольких десятых долей секунды, а для большинства даже не может еще быть измерен, несмотря на все усовершенствования измерительных инструментов. Вследствие влияния годов. П. звезда кажется нам описывающей очень малый эллипс. Его большая ось параллельна эклиптике. Эпохи maximum’oв П., иначе моменты, когда звезда находится в вершинах видимого эллипса, наступают, когда геоцентрическая долгота солнца отличается от долготы звезды на 90°. Чем ближе звезда к полюсу эклиптики, тем более эллипс приближается к кругу. Если же звезда находится в плоскости эклиптики, то эллипс превратится в прямую линию. Уже Аристарх Самосский видел необходимость существования годового П. звезд, как следствие признаваемого им движения земли вокруг солнца, и пытался его определять. Кажущееся отсутствие П. приводилось противниками Коперника, как сильнейший довод против его системы. Сам Коперник и его последователи совершенно правильно объясняли это кажущееся отсутствие громадностью расстояний до звезд, вследствие чего влияние П. исчезало среди ошибок наблюдений. Мнение древних философов, что все звезды находятся от нас в одинаковом расстоянии, сохранялось очень долго и только Кеплер решительно восстал против него. Астрономы средних веков предполагали звезд на расстоянии, которое соответствовало бы П. в 600". После утверждения системы Коперника попытки определить годовой П. звезд постоянно возобновлялись; для некоторых звезд были найдены довольно болышие П. Но эти величины можно рассматривать как пределы погрешностей наблюдений, и действительно они уменьшались с усовершенствованием инструментов. Обыкновенно искали П. из абсол. наблюдений звезды, сравнивая ее положения в разные эпохи года. Галилей первый указал, что более точный способ состоит в измерении расстояния звезды, для которой ищут П., от соседних слабейших. Таким способом получается собственно разность П. (предполагается что слабейшие звезды более удалены). Исходя из этого принципа и пользуясь теми усовершенствованиями в астрономических инструментах, которых только что достиг Фрауенгофер, были сделаны Бесселем в Кёнигсберге и В. Струве в Пулкове почти одновременно (ок. 1836 г.) первые определения параллаксов. Бессель с помощью гелиометра измерил П. 61 звезды по каталогу Фламстида в созвездии Лебедя. Эта двойная звезда имеет большое собственное движение, почему Бессель и заподозрил ее сравнительную близость, иначе — чувствительный П. Впрочем, первая и притом удачная попытка определения П. 61 Cygni была сделана еще Араго в 1815. Струве измерил пятнадцатидюймовым рефрактором Пулковской обсерватории П. α Lyrae (Вега, см.). С тех пор беспрестанно появлялись работы, относящиеся к определению П. рефракторами и гелиометрами. Наибольший П. найден для α Centauri, звезды южного полушария, невидимой у нас. Она является ближайшей, по крайней мере по теперешним сведениям, звездой. Ее П. 0",72, отсюда расстояние до солнца (или что то же до земли) 43 триллиона км или 290000 радиусов земной орбиты. Свет ее достигает до нас в 4,5 года. Вообще расстояние звезд до нас удобнее выражать в световых годах. В последнее время многие астрономы (особенно интересны работы Притчарда) определяли П. фотографическим путем. Делаются снимки в эпохи maximum’ов П. и измеряются на пластинках расстояния звезд от соседних слабейших. Несомненно, что при этом является громадная экономия времени и труда и достигается несравненно большее удобство при измерениях, но к сожалению результаты, полученные фотографией, еще довольно спорны. Каптейн предложил делать несколько снимков в разные эпохи на одну и ту же пластинку рядом и затем уже проявить ее. Для предварительного отыскания чувствительных П. можно рассматривать две пластинки, снятые в разные эпохи года, в стереоскоп или, сняв с одной из них диапозитив, накладывать одну на другую. В случае, где темная точка негатива не вполне закрывает светлую позитива, можно предполагать влияние П. Впрочем, здесь собственное движение звезды может искажать результаты. За последнее время вследствие улучшения методов наблюдений вновь были сделаны попытки определения параллаксов из абсолютных положений звезд (Белопольский, Kapteyn). Савари предложил определять П. двойных звезд из световых неравенств в их движении. Из кажущегося запаздывания в дальнейших от нас частях орбиты, зная скорость света, можно вывести абсолютные размеры орбиты, а из знания ее угловых размеров получится расстояние до солнца. Метод Клинкерфуса состоит в измерении перемещения линий в спектрах звезд, т. е. измерении ее линейной скорости и сопоставлении с угловой скоростью. — Напрасно хотели видеть в полученных при некоторых измерениях отрицательных величинах П. указание на то, что наше пространство Неевклидово, имеет кривизну. При определении разностных П. отрицательные их значения указывают только, что звезды сравнения ближе главной звезды; да и вообще все методы сводятся к измерению видимого смещения звезд, совершенно независимо от углов треугольника, составляемого двумя положениями земли и звездой; отрицательные же П. вполне объясняются ошибками наблюдений. В следующей таблице приведены некоторые из измеренных П. (π), причем приводятся величины ''(т)'' и собственные движения (µ) звезд; расстояния до земли (''Т'') выражены в световых годах; положения на небе даны для 1900 г.