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恒星视差是天文学中因为恒星距离产生视差的效应。它是恒星际尺度的视差,经由天文测量学,视差可以直接测量出一颗恒星与地球的准确距离。它曾是天文学辩论了数百年的议题,但是因为太困难了,在19世纪初期才取得了最接近几颗恒星的值。即使在21世纪,恒星视差的测量已经达到银河系的尺度,但大多数的距离测量还是经由红移的计算或是其它的方法。
视差通常是由地球在轨道上不同的位置,导致观察到近距离的恒星相对于遥远的天体移动到不同位置获得的。经由观察视差,测量角度和利用三角学,可以测量不同物体在空间中的距离,通常是恒星,但在太空中的其它天体也可以。
因为其它的恒星都非常遥远,因此测量的角度都非常小,而且需要利用瘦三角形逼近,一个天体的距离 (以秒差距测量) 是视差值 (以角秒测量) 的倒数:
例如,比邻星的距离是1/0.7687=1.3009秒差距(4.243光年)[1]。 天鹅座61是第一颗成功测量出恒星视差的恒星,是贝塞耳在1838年于柯尼斯堡天文台使用夫琅和费的量日仪测出的[2][3]。
事实上,因为恒星视差非常小,因此一直未能观测到 (直到19世纪),并在近代史中被作为反对日心说的科学论据。很明显的,如果星星的距离够远,从欧几里得的几何学是无法察觉的,但由于种种的原因,使这种巨大的距离难以置信:其中之一是为了使缺乏视差的恒星能够相容,土星轨道和第八领域 (恒星) 之间必须有巨大而不太可能存在的空隙,使得第谷成为哥白尼日心说的主要反对者[4]。
詹姆斯·布拉德雷在1729年首度尝试测量恒星视差。他以望远镜证明恒星的运动是太微不足道的,但他发现了光行差[5]、地轴的章动、和编辑了3222颗恒星的星表。
恒星视差最常使用周年视差来测量,定义是从地球和太阳看见的恒星位置在角度上的差异,也就是一颗恒星在地球绕太阳轨道平均半径对角上的差别。1秒差距 (3.26光年) 的定义是周年视差为1角秒的距离。周年视差一般是观察在一年的不同时间里,通过地球在轨道上移动测量的恒星位置。周年视差的测量是第一个可靠的测量最接近的恒星距离的方法。第一次成功测量出的恒星视差是白塞耳在1838年使用量日仪测出的天鹅座61[2][6]。
由于测量上的困难,在19世纪结束时只有大约60颗的恒星视差被观察到,而且多数都是使用动丝测微器。在20世纪初期,使用天文照相底片的天文摄影仪加速了这个过程。自动的底片量测[7]和1960年代更精密的电脑技术使得星表的比对更有效率。 在1980年代,感光耦合元件 (CCD) 取代了照相底片,并且使不确定的因素减少到千分之一角秒。
恒星视差依然是校准其他测量方法的标准 (参见宇宙距离尺度)。基于恒星视差的距离计算需要很精确的测量地球到太阳的距离,现在是以雷达从行星表面的反射为基础[8]。
在这些计算中所涉及的角度都很小,因此很难衡量。最接近太阳的恒星 (因此这颗恒星有最大的视差),比邻星,的视差是0.7687 ± 0.0003角秒[1]。这相当于从5.3公里之外观察直径2厘米大小物体的弦所形成的角。
在1989年,依巴谷卫星发射的主要目的就是观察近距离恒星的视差和自行,这种方法使可测量数量增加了10倍。即便如此,依巴谷卫星能测量出视差角的恒星距离也只能达到1,600光年,相较于银河系的直径只比1%多了一点。欧洲空间局的盖亚任务,于2000年推出,2013年3月发射升空,能够让视差角的测量精确度达到10微秒[9] 。在2018年释出的资料中[10], 能够绘制出邻近地球数万光年内恒星 (与潜在行星) 的位置图,将包括10亿颗恒星的位置、视差、和自行,所有的恒星在红色和蓝色的光度资料都可接受正规的标准误差。
太阳在空间中的运动提供了更长的基线,可以增加测量视差的准确性,称为长期视差。对于银河盘面中的恒星,这相当于每年平均4天文单位的基线,对银晕中的恒星是每年40天文单位。经过数十年,这个基线测量的视差数量极可以高于用传统的地球-太阳距离基线测量视差。不过,因为其它恒星的相对速度是一个未知的不确定值,长期视差也引入了较高的不确定性。当应用在多恒星的样本时可以减少不确定性,因为精确度反比于样本数量大小的平方根 [11]。
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