ФИЗИКА

По существу, мы располагаем лишь одним прямым методом измерения звёздных расстояний – методом триангуляции, или паралакса. Если звезда находится достаточно близко к Солнечной системе, то её видимое положение на фоне очень далёких звёзд будет зависеть от положения Земли на орбите. Видимое смещение положения звезды будет максимальным при измерениях с интервалом в 6 месяцев, когда Земля находится в противоположных точках своей орбиты. В таких измерениях определяется угол φ, называемый паралаксом звезды. Расстояние до звезды тогда равно 1 а.е., делённой на паралакс.

Если паралакс выражается не в радианах, а в дуговых секундах, то формула для звёздных расстояний имеет вид:

,

где φ - в дуговых секундах, а

r – в парсеках.

1 парсек – это расстояние, с которого 1 а.е. видна под углом, равным 1 дуговой секунде. Выражая парсек в метрах, получим:

1 пс = 3,08 ⋅ 1016 м.

Часто пользуются также единицей звёздных расстояний, которая называется световым годом. Она равна расстоянию, которое свет проходит за один год

1 св.год = 9,48 ⋅ 1015 м.

Из сравнения парсека и светового года следует

1 пс = 3,26 светового года.

Число звёзд, расстояние до которых можно измерить методом паралакса, ограничено предельным ещё определимым паралаксом. Ближайшие из этих звёзд – Альфа Центавра и Проксима Центавра. Они удалены от нас на расстояние 1,3 пс, или 4,3 светового года.

Звёздные расстояния свыше 1018 м нельзя определить сколько-нибудь надёжно методом паралакса. Поэтому для построения карты более далёких областей космического пространства приходится пользоваться другими методами. Это, разумеется, не прямые, а косвенные методы, основанные на статистическом анализе таких свойств звёзд, которые доступны измерению.

к к к