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恆星視差
鎖定
- 中文名
- 恆星視差
- 外文名
- Stellar parallax
- 定 義
- 因為恆星距離產生的視差效應
- 應用領域
- 天文學
- 作 用
- 測量出一顆恆星與地球的準確距離
- 首次觀測
- 19世紀
- 測 量
- 週年視差
恆星視差介紹
它曾是天文學辯論了數百年的議題,但是因為太困難了,在19世紀初期才取得了最接近幾顆恆星的值。即使在21世紀,恆星視差的測量已經達到銀河系的尺度,但大多數的距離測量還是經由紅移的計算或是其它的方法。
視差通常是由地球在軌道上不同的位置,導致觀察到近距離的恆星相對於遙遠的天體移動到不同位置獲得的。經由觀察視差,測量角度和利用三角學,可以測量不同物體在空間中的距離,通常是恆星,但在太空中的其它天體也可以。
恆星視差早期理論
事實上,因為恆星視差非常小,因此一直未能觀測到 (直到19世紀),並在近代史中被作為反對日心説的科學論據。很明顯的,如果星星的距離夠遠,從歐幾里得的幾何學是無法察覺的,但由於種種的原因,使這種巨大的距離難以置信:其中之一是為了使缺乏視差的恆星能夠相容,土星軌道和第八領域 (恆星) 之間必須有巨大而不太可能存在的空隙,使得第谷成為哥白尼日心説的主要反對者
[1]
。
恆星視差19世紀和20世紀
恆星視差最常使用週年視差來測量,定義是從地球和太陽看見的恆星位置在角度上的差異,也就是一顆恆星在地球繞太陽軌道平均半徑對角上的差別。1秒差距 (3.26光年) 的定義是週年視差為1角秒的距離。週年視差一般是觀察在一年的不同時間裏,通過地球在軌道上移動測量的恆星位置。週年視差的測量是第一個可靠的測量最接近的恆星距離的方法。第一次成功測量出的恆星視差是白塞耳在1838年使用量日儀測出的天鵝座61。
由於測量上的困難,在19世紀結束時只有大約60顆的恆星視差被觀察到,而且多數都是使用動絲測微器。在20世紀初期,使用天文照相底片的天文攝影儀加速了這個過程。自動的底片量測
[2]
和1960年代更精密的電腦技術使得星表的比對更有效率。 在1980年代,感光耦合元件 (CCD) 取代了照相底片,並且使不確定的因素減少到千分之一角秒。
恆星視差依然是校準其他測量方法的標準 (參見宇宙距離尺度)。基於恆星視差的距離計算需要很精確的測量地球到太陽的距離,以雷達從行星表面的反射為基礎。
在這些計算中所涉及的角度都很小,因此很難衡量。最接近太陽的恆星 (因此這顆恆星有最大的視差),比鄰星,的視差是0.7687 ± 0.0003角秒。這相當於從5.3公里之外觀察直徑2釐米大小物體的弦所形成的角。
恆星視差天文測量學視差
在1989年,依巴谷衞星發射的主要目的就是觀察近距離恆星的視差和自行,這種方法使數量增加了10倍。即便如此,依巴谷衞星能測量出視差角的恆星距離也只能達到1,600光年,相較於銀河系的直徑只比1%多了一點。歐洲空間局的蓋亞任務,於2000年推出,預計在2013年3月發射升空,能夠讓視差角的測量精確度達到10微秒 ,將能夠繪製出鄰近地球數萬光年內恆星 (與潛在行星) 的位置圖。
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恆星視差其它基線
太陽在空間中的運動提供了更長的基線,可以增加測量視差的準確性,稱為長期視差。對於銀河盤面中的恆星,這相當於每年平均4天文單位的基線,對銀暈中的恆星是每年40天文單位。經過數十年,這個基線測量的視差數量極可以高於用傳統的地球-太陽距離基線測量視差。不過,因為其它恆星的相對速度是一個未知的不確定值,長期視差也引入了較高的不確定性。當應用在多恆星的樣本時可以減少不確定性,因為精確度反比於樣本數量大小的平方根。
恆星視差天文學其它視差
- 參考資料
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- 1. The reception of Copernicus' heliocentric theory .Springer[引用日期2017-05-28]
- 2. CERN paper on plate measuring machine .USNO StarScan[引用日期2013-01-29]
- 3. ESA's Gaia Mission to study stars .Astronomy Today[引用日期2013-01-29]