Преглед на кодот на Ѕвездена паралакса

[[Податотека:ParallaxV2.svg|мини|десно|Ѕвездено паралаксно движење од годишна паралакса.]]
[[Податотека:Stellarparallax parsec1 mk.svg|мини|десно|Ѕвездената паралакса е појдовна основа за [[парсек]]от — растојанието од [[Сонце]]то до извесен [[астрономски објект]] кој има [[паралакса|паралаксен]] агол од една [[лачна секунда]]. (1 [[астрономска единица|ае]] и 1 парсек се вон размер; 1 парсек = ~206.265 ае)]]

'''Ѕвездена паралакса''' — привидното поместување во положбата на една блиска ѕвезда (или друг објект) сопоставена со далечните објекти. Се јавува во различните [[Земјина орбита|орбитални положби на Земјата]] како крајно мало поместување кое е најголемо во интервал од шест месеци, кога Земјата доаѓа на спротивната страна од Сонцето во орбитата, давајќи појдовно растојание од околу две [[астрономска единица|астрономски единици]] помеѓу набљудувањата. Самата [[паралакса]] се смета за половина од најголемата вредност, приближно еквивалентна на набљудателното поместување кое би се јавило поради различните положби на Земјата и Сонцето, што е појдовница од една [[астрономска единица]] (ае).

Ваквата паралакса тешко се утврдува и затоа нејзинојто постоење било предмет на повеќевековна расправа. За првпат е утврдена во 1806 г. од италијанскиот астроном Џузепе Каландрели, кој забележал паралакса во [[Вега|α Лира]] (Вега) во неговото дело „Набљудување и осврт на годишната паралакса од Алфа Лира“ (''Osservazione e riflessione sulla parallasse annua dall’alfa della Lira'').<ref>{{наведена енциклопедија | title = Biographical Encyclopedia of Astronomers | isbn = 978-0-387-30400-7 | editor-last = Hockey  | editor-first = Thomas | year = 2007 | publisher = Springer-Verlag New York }}</ref> Подоцна, ов 1838 г. германскиот астроном [[Фридрих Бесел]] го направил првото успешно мерење на паралакса, за ѕвездата [[61 Лебед|61&nbsp;Лебед]], користејќи Фраунгоферов [[хелиометар]] (сонцемер) во Кенигсбершката опсерваторија.<ref name=ZG44>{{harvnb|Zeilik|Gregory|1998 | page=44}}.</ref><ref name=hirschgoogle>{{наведена книга|url=https://books.google.com/books?id=CW6tqdhVMJoC&pg=PA259|title=Parallax|isbn=978-0-8050-7133-7|author1=Hirshfeld|first1=Alan W|date=1 May 2002}} стр. 259.</ref>

Штом е позната паралаксата на една ѕвезда, нејзината оддалеченост од Земјата може да се пресмета [[тригонометрија|тригонометриски]]. Меѓутоа, паралаксата се намалува со оддалеченоста на објектот. Дури и во XXI век, [[астрометрија]]та тешко се справува со растојанија поголеми од 100 [[парсек|парсеци]] (околу 300 [[светлосна година|светлосни години]]), бидејќи добиените вредности се премногу неуточнети за да бидат од корист. Ова става граница на применливоста на паралаксата како мерило за растојанието на објектите кои се релативно блиски во галактички размер. Пооддалечените објекти подобро се мерат со други постапки како со стандардна свеќа и по пат на [[електромагнетен спектар|спектрално]] [[црвено поместување]].

Ѕвездената паралакса се изразува во многу ситни единици како [[лачна секунда|лачни секунди]], па дури и илјадинки од лачни секунди (лачни милидекунди). Далечинскаата единица парсек се дефинира како должината на [[катета|кракот]] на [[прав агол]] [[триаголник|соседен на]] аголот од една лачна секунда во едно [[теме]], каде другиот краг е долг 1 [[астрономска единица|ае]]. Бидејќи овие мерења подразбираат многу тенки правоаголни триаголници, пресметувачот е потпомогнат со тригонометриски заокружувања за да се претворат паралаксите (во лачни секунди) во растојание (во парсеци). Приближното растојание просто претставува [[реципрочна вредност]] на паралаксата: <math>d \text{ (pc)} \approx 1 / p \text{ (arcsec)}.</math> На пример, [[Проксима Кентаур]] (најблиската ѕвезда вон Сончевиот Систем), чија паралакса изнесува 0,7685, е оддалечена 1 / 0,7685 parsecs = 1,301 [[парсек|пс]] (4,24 [[светлосна година|сг]]).<ref name="Gaia">{{наведена Gaia DR2}}</ref>

== Првични теории и обиди ==
[[Податотека:Dollond Heliometer 1790.jpg|мини|Долондов хелиометар, 1790 г.]]
Ѕвезденат паралакса е толку малаа (незабележлива сè до XIX век) што нејзиното привидно отсуство послужило како научен аргумент против [[хелиоцентризам|хелиоцентризмот]] во [[ран нов век|раното нововековие]]. Според [[Евклид]]овата [[геометрија]] се гледа дека ефектот би бил незабележлив ако ѕвездата е достатно далеку, но таквите гигантски растојанија се чинеле неверојатни: ова било меѓу главните примедби на [[Тихо Брахе]] упатени кон [[Коперников хелиоцентризам|Коперниковиот хелиоцентризам]] — дека отсуството на ѕвездена паралакса му пркоси на неговиот модел бидејќи тоа би подразбирало постоење на огромна и малку веројатна празнина помеѓу орбитата на Сатурн и осмата сфера (непроменливите ѕвезди).<ref>Погл. стр. 51 од ''The reception of Copernicus' heliocentric theory: proceedings of a symposium organized by the Nicolas Copernicus Committee of the International Union of the History and Philosophy of Science'', Torun, Poland, 1973, ed. Jerzy Dobrzycki, International Union of the History and Philosophy of Science. Nicolas Copernicus Committee; {{ISBN|90-277-0311-6}}, {{ISBN|978-90-277-0311-8}}</ref>

Англискиот астроном [[Џејмс Бредли]] во 1729 г. прв направил напор да измери ѕвездени паралакси. Иако движењето на ѕвездите се покажало како премногу незначајно за неговиот [[телескоп]], Бредли во оваа прилика, наместо тоа, ги открил [[аберација (астрономија)|аберацијата на светлината]]<ref>{{наведена книга|url=https://books.google.com/books?id=JARaN7Jmm9cC&pg=PA184|title=The Sky is Your Laboratory|isbn=978-0-387-73995-3|author1=Buchheim|first1=Robert|date=4 October 2007}} стр. 184.</ref> и [[нутација]]та на Земјината оска, а воедно каталогизирал 3.222 ѕвезди.

== XIX и XX век ==
[[Податотека:Koenigsberg helio.jpg|мини|десно|Беселов хелиометар]]
[[Податотека:Bamberg Heliometer No 3253.jpg|мини|Поделената леќа на Бамбершкиот хелиометар (крај на XIX век).]]

Ѕвездената паралакса најчесто се изразува како ''годишна паралакса'', што е положбената разлика на една ѕвезда гледата од Земјата и Сонцето, т.е. аголот кој зафатен во ѕвездата од средниот полупречник на Земјината орбита околу Сонцето. [[Парсек]]от (3,26 [[светлосна година|светлосни години]]) се дефинира како растојанието при кое годишната паралакса изнесува 1&nbsp;[[лачна секунда]]. Годишната паралакса вообичаено се мери со набљудување на положбата на една ѕвезда во разни времиња од годината додека Земјата се движи по својата орбита. Ова станал првиот доверлив начин за утврдување на оддалеченоста на блиските ѕвезди. Првите успешни мерења на ѕвездената паралакса ги направил  [[Фридрих Бесел]] во 1838 г. за ѕвездата [[61 Лебед|61&nbsp;Лебед]] со помош на хелиометар.<ref name="ZG44" /><ref>Bessel, FW, "[http://www.ari.uni-heidelberg.de/gaia/documents/bessel-1838/index.html Bestimmung der Entfernung des 61sten Sterns des Schwans] {{webarchive|url=https://web.archive.org/web/20070624220502/http://www.ari.uni-heidelberg.de/gaia/documents/bessel-1838/index.html |date=2007-06-24 }}" (1838) ''Astronomische Nachrichten'', vol.&nbsp;16, pp.&nbsp;65–96.</ref>

Поради тешката измерливост, кон крајот на XIX век биле познати паралаксите на само 60 ѕвезди, претежно со употреба на нишкест микрометар. На почетокот на XX век овој процес станал многу полесен со употреба на [[астрограф]]и со [[фотографска плоча|фотографски плочи]]. Во 1960-тите се воведени машини за автоматско мерење на плочите и пософистицирана сметачка технологија<ref>[http://cdsweb.cern.ch/record/1107461 CERN paper on plate measuring machine] USNO StarScan</ref>, со што се овозможило поделотворно составување на [[ѕвезден каталог|ѕвездени каталози]]. во 1980-тите, фотографските плочи биле заменети со [[уред со набојна врска|уреди со набојна врска]] (CCD), сведувајќи ја оптичката неуточнетост на една лачна милисекунда.

Денес ѕвездената паралакса и понатаму претставува стандард при баждарењето на други мерни методи. Точните пресметки на далечини според ѕвездена паралакса се условени од познавањето на далечината помеѓу Земјата и Сонцето, која денес е позната со исклучително висока точност благодарејќи на [[радар]]ските отсјаи од површините на планетите.<ref>{{harvnb|Zeilik|Gregory|1998|loc=§&nbsp;22-3}}.</ref>

Аглите во овие пресметки се мошне мали и затоа се тешки за мерење. Најблиската ѕвезда до Сонцето (и ѕвездата со најголема паралакса), [[Проксима Кентаур]], има паралакса од 0,7685&nbsp;±&nbsp;0,0002&nbsp;лачни секунди.<ref name="Gaia" /> Овој агол е приближно оној зафатен од објект со пречник од 2&nbsp;см на растојание од 5,3&nbsp;км.

Во Куфнеровата опсерваторија (Виена) во 1896 г. е поставен голем хелиометар, со кој се мерело растојанието до други ѕвезди по пат на тригонометриска паралакса.<ref name=":0">{{наведено списание|last=Habison|first=Peter|date=1998|title=Astrometry and early astrophysics at Kuffner Observatory in the late 19th century|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/1998AcHA....3...93H|journal=Acta Historica Astronomiae|volume=3|pages=93–94|issn=0003-2670}}</ref> До 1910 г. со овој инструмент се пресметани 16 паралаксни растојанија на ѕвезди, од вкупно 108 познати за науката во тоа време.<ref name=":0" />

== Вселенска астрометрија за паралаксата ==
[[Податотека:Hubble stretches the stellar tape measure ten times further.jpg|мини|Мерката за ѕвездено растојание во Млечниот Пат е продолжена за 10 пати со „Хабл“.<ref>{{наведени вести |title=Hubble stretches the stellar tape measure ten times further |url=http://www.spacetelescope.org/images/opo1423a/ |accessdate=12 April 2014 |newspaper=ESA/Hubble Images}}</ref>]]
Во 1989 г. е пуштен сателитот „[[Хипаркос]]“ со главна цел да ги утврдува паралаксите и [[сопствено движење|сопствените движења]] на блиските ѕвезди. Благодарение на неговите мерења, денес се познати илјадапати повеќе ѕведени паралакси до точност од лачна милисекунда. Сепак, телескопот е способен да мери ѕвезди не подалечни од 1.600 светлосни години, окофшполу 1&nbsp;% од пречникот на Млечниот Пат.

Широкоаголната камера на „Хабл“ (WFC3) денес има точност од 20 до 40 лачни микросекунди, овозможувајќи доверливи мерења до 3.066 пс (10.000 сг) за мал број ѕвезди.<ref>{{нмс |last1=Harrington |first1=J.D. |last2=Villard |first2=Ray |title=NASA's Hubble Extends Stellar Tape Measure 10 Times Farther into Space |url=http://www.nasa.gov/press/2014/april/nasas-hubble-extends-stellar-tape-measure-10-times-farther-into-space |date=10 April 2014 |work=[[NASA]] |accessdate=17 October 2014 }}
{{наведено списание
|title=Parallax Beyond a Kiloparsec from Spatially Scanning the Wide Field Camera 3 on the Hubble Space Telescope
|first1=Adam G.|last1=Riess
|first2=Stefano|last2= Casertano
|first3=Jay|last3= Anderson
|first4=John|last4=Mackenty
|first5=Alexei V.|last5=Filippenko
|arxiv=1401.0484
|version=|year= 2014|doi=10.1088/0004-637X/785/2/161|volume=785|issue= 2
|journal=The Astrophysical Journal|page=161|bibcode=2014ApJ...785..161R
}}</ref> Ова ѝ дава поголема точност на скалата на вселенски растојанија и ги унапредува сознанијата за растојанијата во вселената, сето засновано на димензиите на Земјината орбита.

Вселенската опсерваторија „[[Гаја (вселенска опсерваторија)|Гаја]]“ на [[Европска вселенска агенција|Европската вселенска агенција]], пуштена на 19 декември 2013 г., мери паралаксни агли до точност од 10 лачни микросекунди за сите умерено сјајни ѕвези, со што дава карта на блиските ѕвезди (а можеби и планети) до растојание од десетици илјади светлосни години од Земјата.<ref>{{нмс | last = Henney | first = Paul J. | title = ESA's Gaia Mission to study stars | publisher = Astronomy Today | url = http://www.astronomytoday.com/exploration/gaia.html | accessdate = 8 March 2008 | archive-date = 2008-03-17 | archive-url = https://web.archive.org/web/20080317052211/http://www.astronomytoday.com/exploration/gaia.html | url-status = dead }}</ref> Податоците објавени во 2018 г. имаат средна грешка за паралаксите од 15-тиот величински ред за посјајните ѕвезди од 20–40 лачни микросекунди.<ref name=dr2>{{наведена Gaia DR2 }}</ref>

== Други појдовници ==
===Статистичка паралакса===
За да се определат средните растојанија на ѕвездите, постојат два начина на моделирање на нивите движења. Обете се нарекуваат статистичка паралакса — едната е бавнопроменлива паралакса, а другата — класична статистичка паралака.

Движењето на Сонцето низ вселенскиот простор дава подолга појдовница која ја зголемува точноста на паралаксните мерења, што се нареквуа бавнопроменлива паралакса. За ѕвездите од дискот на Млечниот Пат, ова е соодветно на средна појдовница од 4 ае годишно, додека пак за [[спирална галаксија|ореолни ѕвезди]] појдовницата е 40 ае годишно. По неколку десетлетија, појдовницата може да биде неколку величински редови поголема од појдовницата Земја–Сонце која се користи за традиционалната паралакса. Меѓутоа, бавнопроменливата паралакса подразбира повисок степен на несигурност поради дополнителната неизвесност во врска со релативната брзина на другите ѕвезди. Оваа неизвесност се намалува кога методот се применува врз примероци од повеќе ѕвезди наеднаш; уточнетоста е обратнопропорционална на [[квадратен корен|квадратниот корен]] од големината на примерокот.<ref name=popowski>{{наведена книга
 | last=Popowski | first=Piotr | author2=Gould, Andrew
 | date=29 January 1998
 | title=Mathematics of Statistical Parallax and the Local Distance Scale
 | arxiv=astro-ph/9703140
 | bibcode=1997astro.ph..3140P }}</ref>

Средните паралакси и растојанија на голема група ѕвезди можат да се проценат според нивната [[радијална брзина]] и [[сопствено движење]].  Ова е познато како класична статистичка паралакса. Движењата на ѕвездите се моделираат за да дадат статистичка слика за брзинскиот [[статистичко расејување|расејување]] според нивното растојание.<ref name=popowski/><ref name=layden>{{наведено списание|doi=10.1086/118167|bibcode=1996AJ....112.2110L|arxiv=astro-ph/9608108|title=The Absolute Magnitude and Kinematics of RR Lyrae Stars Via Statistical Parallax|journal=The Astronomical Journal|volume=112|pages=2110|year=1996|last1=Layden|first1=Andrew C|last2=Hanson|first2=Robert B|last3=Hawley|first3=Suzanne L|last4=Klemola|first4=Arnold R|last5=Hanley|first5=Christopher J}}</ref>

== Други паралакси во астрономијата ==
Поимот паралакса во астрономијата може да има и други значења. Така, постојат фотометриска, спектроскопска и динамичка паралакса.

== Поврзано ==
* [[Скала на вселенски растојанија]]
* [[Сопствено движење]]
* [[Привидно место]]

== Наводи ==
{{наводи}}

== Литература ==
{{refbegin}}
*{{Наведена книга | last=Hirshfeld | first=Alan w. | title=Parallax: The Race to Measure the Cosmos | location=New York | publisher=W. H. Freeman | date=2001 | isbn=0-7167-3711-6 | ref=| url-access=registration | url=https://archive.org/details/parallax00alan }}
*{{Наведена книга | last=Whipple | first=Fred L. | date=2007 | title=Earth Moon and Planets | isbn=978-1-4067-6413-0 | publisher=Read Books | ref= }}.
*{{Наведена книга | last=Zeilik | first=Michael A. | last2=Gregory | first2=Stephan A. | title=Introductory Astronomy & Astrophysics | edition=4 | date=1998 | publisher=Saunders College Publishing | isbn=0-03-006228-4 | ref= }}.
{{refend}}

[[Категорија:Астрометрија]]
[[Категорија:Паралакса| ]]
[[Категорија:Концепти во астрономијата]]