Akademik

(от греч. parallaxis -уклонение) в астрономии - изменение направления наблюдатель - астр. объектпри смещении точки наблюдения, равное углу, под к-рым из центра объектавидно расстояние между двумя положениями точки наблюдения. Обычно используютсяП., связанные с перемещением наблюдателя из-за вращения Земли вокруг своейоси (суточный П.), движения Земли вокруг Солнца (годичный П. ), движенияСолнечной системы в Галактике (вековой П.). П. (точнее, его синус) связанс расстоянием до объекта обратно пропорц. зависимостью.
Суточный П. сказывается на положенияхЛуны, Солнца, др. планет и тел Солнечной системы. Т. к. расстояния до этихтел не очень велики по сравнению с размерами Земли, направления на этиобъекты из разл. точек Земли получаются различными. Для однородности наблюденийусловились приводить их к центру Земли (т. н. геоцентрич. направления).Угол, под к-рым из центра астр. объекта виден экваториальный радиус Земли, наз. горизонтальным экваториальным П. Этот угол (p)связан с расстоянием между центрами Земли и объекта (D )соотношением:sin= R/D, где R - экваториальный радиус Земли. Наиб. экваториальный горизонтальныйП. имеет Луна (его значение меняется от 53,9' до 61,5'). Ср. значение П. Солнца принято равным 8,794", что соответствует расстоянию 149 597 870км. Это расстояние наз. астр. единицей (а. е.) и используется в пределахСолнечной системы как эталон длины.
Годичный П. применяется для оценки расстоянийдо звёзд. Осн. единицей измерения служит парсек - такое расстояние, прик-ром а. е. видна под углом в 1". Парсек прибл. равен 30,857 х 10¹² км. Для объектов разл. удалённости разработан ряд методов измерения годичныхП. Наиб. простой - метод тригонометрич. П., применяемый для измерения расстоянийдо ближайших звёзд. Вследствие движения Земли вокруг Солнца изменяютсяположения близких звёзд по отношению к более удалённым. Это изменение измеряют, сравнивая два снимка одного и того же участка неба, сделанных с интерваломв полгода (тригонометрич. П.). Тригоиометрич. П. измерены для звёзд, расположенныхв окрестностях Солнца в сфере с радиусом 70 - 100 пк. Одни трпгонометрич. П. не дают возможности изучить строение как ближайшей части Вселенной, так и Галактики, но они являются основой для др. методов измерения расстояний.
Вековой П. даёт статистич. оценку ср. расстояний групп звёзд (в предположении хаотич. распределения собств. скоростейзвёзд). Из-за движения Солнца к апексу со скоростью 4,2 а. е. в год у звёзд, находящихся на ~90° от апекса, появляется составляющая собств. движения(угл. смещения за год) в сторону антиапекса (вековой П.). Вековые П. применяютсядля изучения структуры и динамики Галактики.
Для многих космич. объектов при определениирасстояний используют не принцип перемещения наблюдателя в пространстве, а др. физ. закономерности. Большое распространение получили т. н. фотометрия, способы определения П. (ф о т о м е т р и ч. П.). Если М - абс. звёздная величина объекта, т - его видимая звёздная величина, то П.

Разность т - М наз. модулем расстоянияи может быть определена для большого класса объектов различными косв. методами. Наиб. развитие получили такие разновидности фотометрич. П., как спектральныеП. и цефеидные П.
Спектральные П. основаны на том, что длянекоторых звёзд определённых спектральных классов отношения интенсивностейряда пар линий [напр.,(. -линия Call 3934),Hell 4200/GaI4227и др.] находятся в чёткой статистич. зависимости от светимости звезды. Измерив отношение интенсивностей таких пар линий, можно определить модульрасстояния и П. звезды по калибровочной кривой, полученной для звёзд сизвестными тригонометрия. П. Таким методом измерены расстояния до >60 000звёзд.
Цефеидные П. определяются для нек-рыхтипов переменных звёзд, у к-рых обнаружена статистич. зависимость период- светимость. Зная тип переменности и период изменения блеска, можнонайти модуль расстояния и тем самым П. или расстояние до области неба, где находится эта переменная звезда. Таким методом удалось расширить возможностиопределения расстояний до 3 Мпк.
Существует ряд способов определения П. для нек-рых сравнительно редких объектов Вселенной. По оценкам светимости новыхзвёзд в максимуме блеска удаётся определять расстояния до 10 Мпк, интегральныеабс. звёздные величины шаровых скоплений позволяют измерять расстояниядо 25 Мпк, абс. звёздные величины сверхновых в максимуме блеска - до 100Мпк (подробнее см. Расстояний шкала). Для ещё больших расстоянийиспользуется статистически установленная связь красного смещения линийв спектрах удалённых галактик с их расстояниями:

где - смещение линии с длиной волны в красную часть спектра, а Н - Хаббла постоянная, принятая равной(50 - 100) км х с ^-1 х Мпк ^-1.

Лит. см. при ст. Расстояний шкала.

Ю. И. Продан.