Paralaje estelar anual

La paralaje anual de una estrella es un cambio en las coordenadas de una estrella , causado por un cambio en la posición del observador debido al movimiento orbital de la Tierra alrededor del Sol. Es la prueba del movimiento de la Tierra alrededor del Sol y el método principal para medir las distancias a las estrellas . El valor de la paralaje anual de una estrella dada es igual al ángulo en el que el semieje mayor de la órbita de la Tierra es visible desde la distancia de esta estrella. En vista de las enormes distancias a las estrellas , las paralajes anuales, incluso para la más cercana de ellas, no superan un segundo de arco.

Fundamentos

Debido a la revolución de la Tierra alrededor del Sol, las posiciones de las estrellas en el cielo deben experimentar un cambio paraláctico . La forma aparente de la trayectoria de una estrella en el cielo tiene la forma de una elipse, cuyo semieje mayor es paralelo a la eclíptica.

Si la estrella se observa cerca de la eclíptica , entonces el ángulo paraláctico máximo , es decir, el ángulo formado por la estrella, la Tierra y el Sol se encuentra a partir de la relación

donde es la distancia entre la tierra y el sol, es la distancia del sol a la estrella. Si la estrella se observa cerca del polo de la eclíptica , entonces el ángulo paraláctico se calcula mediante la fórmula

Dado que las paralajes anuales de las estrellas son extremadamente pequeñas, el seno y la tangente de un ángulo son iguales al valor de ese ángulo, expresado en radianes . Por tanto, en cualquier caso, la paralaje es proporcional a la distancia de la Tierra al Sol (una UA ) e inversamente proporcional a la distancia a la estrella.

En la práctica, cuando se miden paralajes estelares, la posición de una estrella generalmente se determina en relación con otras estrellas mucho más débiles, que se supone que están mucho más distantes que la estrella en estudio ( método diferencial para medir paralajes anuales).

Si la paralaje de una estrella se determina midiendo directamente los ángulos, como se describió anteriormente, entonces se habla de una paralaje trigonométrica [1] . Además de la trigonométrica, actualmente existen otros métodos para determinar las distancias a las estrellas. Por ejemplo, el estudio de los espectros de algunas estrellas nos permite estimar su magnitud absoluta , y por tanto la distancia. Si se convierte en un ángulo paraláctico, el valor resultante se denomina paralaje espectral [1] . También existen paralajes dinámicos , grupales , promedio y de energía [2] . Sin embargo, debe recordarse que, en última instancia, todos los métodos para determinar distancias requieren calibración utilizando el método trigonométrico. Además, al evaluar el paralaje medido, es necesaria una corrección para tener en cuenta el efecto Lutz-Kelker .

Historia

La historia de la búsqueda de paralajes estelares está indisolublemente ligada al problema del movimiento de la Tierra, la afirmación del sistema heliocéntrico del mundo .

El sistema heliocéntrico del mundo fue propuesto por primera vez por el antiguo astrónomo griego Aristarco de Samos (siglo III a. C.). Arquímedes (una de las principales fuentes de nuestro conocimiento de esta teoría) informa que, según Aristarco, el tamaño de la esfera de las estrellas fijas “es tal que el círculo descrito, según él, por la Tierra, está a la distancia de las estrellas fijas en la misma proporción que el centro de la pelota está a su superficie” [3] . Esto probablemente significa que Aristarco explicó la inobservabilidad de las paralajes anuales de las estrellas por su gran lejanía, tan grande que el radio de la órbita de la Tierra es insignificantemente pequeño en comparación con la distancia a las estrellas [4] [5] [6] .

Cuando el astrónomo polaco Nicolaus Copernicus presentó nuevamente el sistema heliocéntrico del mundo a principios del siglo XVI, volvió a surgir la cuestión de la inobservabilidad de las paralajes anuales. Copérnico dio la misma respuesta que Aristarco 1800 años antes que él [7] : las estrellas están demasiado lejos para que sus paralajes anuales puedan medirse directamente. Como escribe en su libro " Sobre la rotación de las esferas celestes ", la ausencia de paralajes anuales en las estrellas

…solo prueba su altura inconmensurable, que hace que incluso la órbita del movimiento anual o su reflejo desaparezcan de la vista, ya que cualquier objeto visible corresponde a una cierta distancia más allá de la cual ya no se nota, como lo muestra la óptica [8]

La respuesta de Copérnico no convenció a los partidarios de la inmovilidad de la Tierra. El astrónomo danés Tycho Brahe intentó medir las paralajes anuales a fines del siglo XVI; Por supuesto, ninguna de las 777 estrellas incluidas en su catálogo tenía paralaje registrado [9] . En oposición al sistema copernicano del mundo, propuso su propio sistema geo-heliocéntrico del mundo . Tycho argumentó que si las estrellas están tan lejos como sugieren los copernicanos, entonces, en primer lugar, la distancia de Saturno a las estrellas debe ser desproporcionadamente grande y, en segundo lugar, las estrellas en este caso deben tener un tamaño lineal desproporcionadamente grande. Los mismos argumentos contra el sistema heliocéntrico fueron repetidos repetidamente por los astrónomos del siglo XVII siguiente; así, se incluyeron entre los 77 argumentos contra Copérnico en el "Nuevo Almagesto" del famoso astrónomo italiano Giovanni Battista Riccioli .

Los partidarios del sistema heliocéntrico realizaron búsquedas infructuosas de paralajes anuales a lo largo del siglo XVII. Se supone que en 1617 la búsqueda de la paralaje anual de la estrella Mizar en la Osa Mayor fue realizada por Galileo Galilei y Benedetto Castelli en Italia [10] [11] [12] . Fue Galileo quien en 1611 propuso un método diferencial para buscar paralajes: si todas las estrellas se quitan a diferentes distancias de la Tierra, entonces las estrellas más cercanas se moverán con más fuerza que las estrellas más lejanas, pero ubicadas en el cielo en el vecindario. (independientemente de Galileo, este método también fue propuesto por el italiano Lodovico Ramponi [13] ). Galileo describió este método en sus famosos " Diálogos sobre los dos principales sistemas del mundo " [14] [15] .

En 1666, el físico y astrónomo inglés Robert Hooke afirmó que finalmente había logrado detectar una paralaje anual en la estrella γ Draconis . Hooke dio una descripción detallada de sus medidas en el tratado "Un intento de probar el movimiento de la Tierra" [16] (1674), pero sus declaraciones fueron recibidas con gran escepticismo [17] . Entre 1674 y 1681, Jean Picard en Francia hizo varios intentos para detectar la paralaje de una estrella brillante en la constelación de Lyra, pero todos fracasaron. En 1689, el astrónomo inglés John Flamsteed hizo una declaración sobre el descubrimiento de la paralaje de la estrella polar , pero su trabajo fue criticado por Jacques Cassini [18] [K 1] . La detección de paralajes anuales estaba mucho más allá de las capacidades de los astrónomos de esa época.

En el siglo XVIII y principios del XIX, los trabajos de detección de paralajes anuales aún no daban resultados. En ese momento, ninguno de los astrónomos ya dudaba del sistema heliocéntrico , pero la búsqueda de paralajes seguía siendo una tarea urgente, ya que era el único método conocido en ese momento para medir distancias a las estrellas. Durante la búsqueda de paralajes anuales, se hicieron otros descubrimientos importantes: la aberración de la luz y la nutación del eje de la tierra ( James Bradley , 1727-28) [19] , el movimiento orbital de los componentes de las estrellas binarias ( William Herschel , 1803 -04) [20] . Sin embargo, los astrónomos aún no tenían instrumentos que fueran lo suficientemente precisos para detectar paralajes.

En 1814 , Friedrich Wilhelm Struve se puso a trabajar en la detección de paralajes anuales en el Observatorio Derpt . Las primeras mediciones que hizo antes de 1821 contenían grandes errores instrumentales y no satisficieron a Struve, pero al menos logró establecer los órdenes de magnitud correctos para las paralajes de varias estrellas brillantes [21] . Así, el paralaje de Altair obtenido por él (0,181" ± 0,094") está bastante cerca del valor moderno (0,195") [22] .

En 1837, Struve (con la ayuda del refractor Fraunhofer instalado en el Observatorio Derpt) logró medir el paralaje de Vega (α Lyra), que resultó ser de 0,125 "± 0,055". Este resultado fue publicado por Struve en el libro Micrometric Measurements of Binary Stars, donde también se daban los criterios por los cuales se debían seleccionar estrellas para buscar sus paralajes, y se sentaban las bases del método de paralajes dinámicos . Sin embargo, el propio Struve consideró que el valor de la paralaje de Vega obtenido por él era preliminar. Las nuevas medidas de Struve, publicadas en 1839, dieron como resultado el doble del resultado, 0,262 "± 0,025", lo que hizo que los científicos dudaran de la fiabilidad de sus medidas. Como mostró el astrónomo de Pulkovo AN Deutsch en 1952, las medidas de Struve eran lo suficientemente precisas, pero cometió un error en el procesamiento de datos: si sus datos se hubieran procesado correctamente, Struve habría obtenido un valor bastante preciso del paralaje de la estrella. En la actualidad, se supone que el paralaje de Vega es de 0,128", lo que prácticamente coincide con la primera estimación de Struve.

En el mismo 1838, el astrónomo y matemático alemán Friedrich Bessel en el Observatorio Königsberg logró medir la paralaje de la estrella 61 Cygnus , que resultó ser igual a 0.314"± 0.014" (el valor moderno es 0.287"). caso, se usó un heliómetro , que, como el refractor Derpt Struve, fue hecho por J. Fraunhofer ... Bessel pudo rastrear el cambio periódico en la distancia angular de 61 Cygnus de dos estrellas de comparación débiles y establecer que durante todo el año la estrella describe una pequeña elipse en el cielo, como exige la teoría. Es por esta razón que la prioridad en la determinación de las paralajes anuales de las estrellas suele atribuirse a Bessel.

Finalmente, en 1838, también se hicieron públicos los datos del astrónomo inglés Thomas Henderson (Observatorio del Cabo de Buena Esperanza), quien logró medir la paralaje de la estrella α Centauri : 1,16"±0,11" (el valor moderno es 0,747"). Teniendo en cuenta los trabajos de Bessel, Struve y Henderson, el destacado astrónomo inglés John Herschel dijo: “El muro que impedía nuestra penetración en el universo estelar se rompió casi simultáneamente en tres lugares” [23] .

El progreso en la determinación de las paralajes anuales se vio obstaculizado por importantes errores sistemáticos de los instrumentos y de los observadores específicos. A fines del siglo XIX, se determinaron las paralajes de no más de cien estrellas, y los resultados para cada estrella en particular variaron mucho de un observatorio a otro [24] .

La situación se corrigió en gran medida con el uso de la fotografía a partir de finales del siglo XIX. La técnica estándar para la determinación fotográfica de paralajes fue desarrollada por el astrónomo estadounidense Frank Schlesinger en 1903. Gracias a los esfuerzos de Schlesinger, los errores en la determinación de paralajes se redujeron a 0,01". El catálogo de Schlesinger, publicado en 1924, contenía 1870 paralajes medidos de forma fiable [25] .

El estado actual de la cuestión

En la actualidad, las mediciones ópticas basadas en tierra permiten en algunos casos reducir el error en la medición de paralaje a 0,005" [26] , lo que corresponde a una distancia límite de 200 pc. Gracias a al uso de telescopios espaciales .) en 1989 se lanzó el telescopio espacial Hipparcos , que permitió medir las paralajes de más de 100 mil estrellas con una precisión de 0.001”. En 2013, la ESA lanzó un nuevo telescopio espacial, Gaia . La precisión prevista para medir el paralaje de estrellas brillantes (hasta 15 m ) será superior a 25 millonésimas de segundo, para estrellas débiles (alrededor de 20 m ), hasta 300 millonésimas de segundo. La medición de paralajes anuales también hace posible producir uno de los instrumentos del Telescopio Espacial. Hubble - Cámara gran angular 3 . La precisión de medición de paralaje es de 20 a 40 millonésimas de segundo, lo que permite medir distancias de hasta 5 kiloparsecs. En particular, se midió la paralaje de la estrella variable SU Aurigae [27] [28] .

Un logro significativo de finales del siglo XX fue el uso de interferometría de radio de ultra largo alcance para mediciones de paralaje [29] . El error en este caso puede ser de hasta 10 millonésimas de segundo de arco. Este método se utiliza para medir la distancia a fuentes de radio compactas: máseres cósmicos , púlsares de radio , etc. Por lo tanto, con este método, fue posible medir la distancia al objeto Sagitario B2 , una nube de gas y polvo con una rápida formación de estrellas . ubicado a 100-120 parsecs del centro de nuestra Galaxia . Los resultados de la medición mostraron que Sagitario B2 se encuentra a una distancia de 7,8 ± 0,8 kpc, lo que da una distancia al centro de la Galaxia de 7,9 ± 0,8 kpc [30] . La medición de los paralajes de fuentes de radio extragalácticas ultracompactas es uno de los objetivos del experimento espacial ruso planeado Millimetron , un observatorio espacial en los rangos milimétrico, submilimétrico e infrarrojo [31] .

Véase también

Comentarios

  1. ↑ Es posible que Hooke y Flamsteed realmente lograran registrar el desplazamiento de las estrellas, pero no debido al paralaje anual, sino a la aberración de la luz , que, como Bradley demostró más tarde , también es evidencia de la rotación de la Tierra alrededor del Sol (Fernie 1975, p. 223).

Notas

  1. ↑ 1 2 Parallax (en astronomía) // Gran enciclopedia soviética  : [en 30 volúmenes]  / cap. edición A. M. Projorov . - 3ra ed. - M.  : Enciclopedia soviética, 1969-1978.
  2. ↑ Astronet > Paralaje . Consultado el 25 de noviembre de 2015. Archivado desde el original el 26 de abril de 2016.
  3. ↑ Veselovsky, 1961 , p. 62.
  4. ↑ Zhitomirsky, 1983 , pág. 310.
  5. ↑ África, 1961 , pág. 406.
  6. ↑ Rawlins, 2008 , pág. 24-29.
  7. ↑ África, 1961 , pág. 407.
  8. ↑ [www.astro-cabinet.ru/library/Copernic/Index.htm Copérnico, Sobre la rotación de las esferas celestes, p. 35]
  9. ↑ Siebert, 2005 , pág. 253.
  10. ↑ Siebert, 2005 , pág. 257-262.
  11. ↑ Ondra L., Una nueva visión de Mizar . Consultado el 15 de junio de 2014. Archivado desde el original el 10 de junio de 2020.
  12. ↑ Graney CM, La precisión de las observaciones de Galileo y la búsqueda temprana de la paralaje estelar . Consultado el 29 de abril de 2020. Archivado desde el original el 21 de mayo de 2022.
  13. ↑ Siebert, 2005 , pág. 254.
  14. ↑ Baya, 1946 , pág. 147.
  15. ↑ Hoskin, 1966 , pág. 23
  16. ↑ Robert Hooke, An Attempt to Prove the Motion of the Earth by Observations . Archivado el 21 de junio de 2014 en Wayback Machine .
  17. ↑ Van Helden, 1985 , pág. 157.
  18. ↑ Van Helden, 1985 , pág. 158.
  19. ↑ Baya, 1946 , pág. 222-228.
  20. ↑ Baya, 1946 , pág. 291-293.
  21. ↑ Hoffleit, 1949 , pág. 266.
  22. ↑ Erpylev, 1958 , pág. 75.
  23. ↑ Pannekoek, 1966 , pág. 373.
  24. ↑ Hirshfeld, 2013 , pág. 270.
  25. ↑ Pannekoek, 1966 , pág. 380-381.
  26. ↑ Efremov, 2003 , pág. 41.
  27. ↑ Riess et al. Parallax Beyond a Kiloparsec from Spatially Scanning the Wide Field Camera 3 on the Hubble Space Telescope Archivado el 3 de julio de 2017 en Wayback Machine .
  28. ↑ El Hubble de Villard JD NASA extiende la cinta métrica estelar 10 veces más lejos en el espacio . Archivado el 17 de febrero de 2019 en Wayback Machine .
  29. ↑ Astrometría VLBI . Fecha de acceso: 18 de junio de 2014. Archivado desde el original el 2 de marzo de 2016.
  30. ↑ Reid, 2012 , pág. 189.
  31. ↑ Milimetro. Propósito y tareas científicas. . Fecha de acceso: 18 de junio de 2014. Archivado desde el original el 9 de marzo de 2016.

Literatura

Enlaces

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