6.3. Единицы расстояний в астрономии

Если расстояния до небесных тел очень велики, то выражать их в километрах неудобно, так как получаются очень большие числа, состоящие из многих цифр.

Поэтому в астрономии, помимо километров, приняты следующие единицы расстояний:

астрономическая единица(а.е.) — среднее расстояние Земли от Солнца;

парсек(пс) — расстояние, соответствующее годичному параллаксу в 1";

световой год— расстояние, которое свет проходит за один год, распространяясь со скоростью около 300 000 км/сек. Если астрономическую единицу принять равной 149 600 000 км, то 1 пс = 30,86×1012 км = 206 265 а.е. = 3,26 светового года; 1 световой год = 9,460×1012 км = 63 240 а.е. = 0,3067 пс.

В астрономических единицах обычно выражаются расстоянии до тел Солнечной системы. Например, Меркурий находится от Солнца на расстоянии 0,387 а.е., а Плутон — на расстоянии 39,75 а.е.

Расстояния до небесных тел, находящихся за пределами Солнечной системы, обычно выражаются в парсеках, килопарсеках (1 000 пс) и мегапарсеках (1 000 000 пс), а также в световых годах. В этих случаях

исветовых лет.

Ближайшая к Солнцу звезда “Проксима Центавра” имеет годичный параллакс = 0",762. Следовательно, она находится от нас на расстоянии 1,31 пс или 4,26 светового года.

6.4. Определение суточного и годичного параллаксов из наблюдений

Пусть из двух точек O₁и О₂(рис. 42) на поверхности Земли, лежащих на одном географическом меридиане, измерены зенитные расстояния z₁и z₂одного и того же светила М в момент прохождения его через небесный меридиан. Предположим далее, что оба пункта наблюдения находятся в северном полушарии и светило наблюдалось в каждом из них к югу от зенита.

Следовательно,

z₁=—и z₂=—,

где и— географические широты пунктов, aи— топоцентрические склонения светила, отличающиеся от его геоцентрического склоненияна величины

и

В четырехугольнике O₁TO₂M (рис. 42) угол O₁МO₂равен (p₁— p₂), угол MO₂T тупой (больше 180°) и равен (180° + z₂), угол O₁TO₂равен (—) и, наконец, угол ТO₁М равен (180°— z₁). Так как сумма внутренних углов четырехугольника равна четырем прямым, то

360° = p₁— р₂+ 180° + z₂+—+ 180° — z₁

или

p₁— p₂= (— z₂) — (— z₁).

Принимая во внимание соотношения, написанные выше, имеем

р (sin z₁ — sin z₂) = [sin (— ) — sin (— )] × p = — ,

откуда горизонтальный параллакс светила

По значениям радиуса Земли R в месте наблюдения и экваториального радиуса Земли R₀вычисляется горизонтальный экваториальный параллакс

Горизонтальный параллакс светила можно определить и из измерений его прямого восхождения из одного и того же места на Земле, но в различные моменты времени. За промежуток времени между этими моментами вращение Земли переносит наблюдателя из одной точки пространства в другую, что дает соответствующее параллактическое смещение светила. Таким образом, горизонтальный параллакс светила определяется из его топоцентрических координат, полученных из соответствующих и целесообразно выполненных наблюдений.

Аналогичным путем получается годичный параллакс звезд, только в этом случае определяются геоцентрические координаты звезды из наблюдений, произведенных в двух различных точках орбиты Земли и приблизительно через полгода одно после другого. Параллаксы, определенные по параллактическому смещению светила, называются тригонометрическими.

Наилучшие современные угломерные инструменты позволяют надежно определять годичное параллактическое смещение звезд до расстояния не свыше 100 пс (= 0",01). Поэтому тригонометрические годичные параллаксы известны лишь для сравнительно небольшого числа звезд (около 6000), наиболее близких к Солнцу. Расстояния до более далеких объектов определяются различными косвенными методами.