Paralaksa w astronomii
W astronomii paralaksą nazywa się zjawisko pozornej zmiany położenia obiektu na sferze niebieskiej względem dalszych
obiektów, wynikające ze zmiany miejsca obserwacji, spowodowanej przemieszczeniem się obserwatora.
Pojęcie paralaksy funkcjonuje w różnych układach:



paralaksa dobowa (geocentryczna paralaksa równikowa), związana z ruchem obrotowym Ziemi
paralaksa geocentryczna południkowa, związana ze zmianą szerokości geograficznej obserwatora
paralaksa roczna (paralaksa heliocentryczna), związana z ruchem Ziemi po orbicie wokółsłonecznej
Zjawisko paralaksy rocznej bezskutecznie próbowano zaobserwować w starożytności. Niemożność jej dostrzeżenia była
głównym powodem, dla którego przeważył wtedy pogląd o braku ruchu Ziemi, czyli geocentryczna wizja budowy Wszechświata.
W astronomii nowożytnej jako pierwszy przesunięcie paralaktyczne gwiazd próbował mierzyć Tycho de Brahe. Zaobserwowanie
tego zjawiska mogło być bezpośrednim dowodem teorii heliocentrycznej. Nie uzyskawszy pozytywnych rezultatów uznał, że
hipoteza Kopernika jest nierealna. Jego pomyłka wynikała ze zbyt dużej wiary w wysoką precyzję swoich pomiarów, nie zdawał
on sobie sprawy z ogromnego oddalenia gwiazd. W XVIII w. Robert Hooke twierdził, że paralaksa roczna gwiazdy Etamin (γ
Dra) wynosi 30 sekund łuku, jednak obserwacje Jamesa Bradleya wykazały, że zmiany położenia gwiazdy wywołało zjawisko
aberracji światła. Dopiero w 1839 r. trzej astronomowie (niezależnie od siebie) zmierzyli pierwsze paralaksy gwiazd. Byli to
Wilhelm Struve, który w Dorpacie wyznaczył paralaksę Wegi; Friedrich Bessel (w Królewcu, gwiazda 61 Cyg) i Thomas
Henderson (w Kapsztadzie, α Cen). Początkowo paralaksy gwiazd wyznaczano metodami wizualnymi przy użyciu
długoogniskowych instrumentów lub heliometrów. Użycie fotografii spowodowało przełom w tych pomiarach. Kolejnym
krokiem była astrometryczna misja Hipparcos, dzięki której znamy dziś paralaksy ponad 100 000 gwiazd.
Paralaksa heliocentryczna stała się podstawą definicji parseka – jednostki odległości używanej w astronomii: 1 pc jest to
odległość ciała od Ziemi, przy której roczne odchylenie od położenia średniego równe jest sekundzie kątowej
Rok świetlny
Rok świetlny (ang. light year) to miara odległości często stosowana w astronomii. Jest to odległość jaką pokonuje światło w próżni w czasie
jednego roku.
1 l.y. = 9,4605·1015 m (w przybliżeniu 9,5 biliona km)
1 l.y. = 63240 j.a.
1 pc = 3,2616 l.y. = 206265 j.a.
Różne fakty






Około 8 minut i 31 sekund zajmuje światłu podróż ze Słońca do Ziemi (jesteśmy w odległości około 8,5 minuty świetlnej od Słońca).
Średnica Układu Słonecznego wynosi 11 godzin świetlnych.
Odległość sondy kosmicznej Voyager 1 wynosi 13,75 godziny świetlnej od Ziemi. Stan na lipiec 2006.
Najbliższa znana gwiazda, Proxima Centauri jest położona w odległości 4,22 lat świetlnych od Układu Słonecznego.
Średnica Drogi Mlecznej wynosi w przybliżeniu 100 000 lat świetlnych.
Obserwowany wszechświat ma promień 13 700 000 000 lat świetlnych.
Mgławice to obłoki gazu i pyłu międzygwiazdowego lub bardzo rozległe otoczki gwiazd (dawniej również tak nazywano
galaktyki). W przestrzeni kosmicznej liczne są niewidoczne obłoki gazu możliwe do wykrycia tylko dzięki analizie ich widma w
niewidzialnych dla oka zakresach. Ośrodek międzygwiazdowy gromadzi się w spiralnych ramionach galaktyk i jest w ciągłym
ruchu. Jego tworzywo stanowią w 99% wodór i hel, zaś reszta to inne gazy oraz pył. Do mgławic należą także obłoki molekularne
składające się głównie z wodoru dwuatomowego i tlenku węgla. Mają one temperaturę ok. 10K. Miejscami zbijają się w gęste
skupiska będąc kolebką nowych gwiazd. Rozmiary, temperatura i skład molekularny obłoku determinują rozmiary i przebieg
życia rodzących się gwiazd (np. mgławica Oriona).
Typy mgławic:





ciemne - całkowicie pochłaniające światło widzialne i nadfiolet - miejsce powstawania gwiazd (globule Boka)
refleksyjne - o słabym blasku pochodzącym od odbitego i rozproszonego światła gwiazd
emisyjne - jasne, gdzie gaz ogrzewany jest do ok. 10000K przez promieniowanie pobliskich gorących gwiazd
planetarne - zewnętrzne warstwy umarłej gwiazdy ogrzewane przez znajdującego się w ich wnętrzu białego karła
słoneczne
Galaktyka (z gr. γαλα - mleko) jest dużym, grawitacyjnie związanym układem gwiazd, pyłu i gazu międzygwiezdnego,
niewidocznej ciemnej materii i prawdopodobnie ciemnej energii. Typowa galaktyka zawiera od 10 7do 1012 gwiazd, orbitujących
wokół środka masy galaktyki.
Oprócz pojedynczych gwiazd większość galaktyk zawiera duże ilości układów gwiazd oraz różne mgławice. Większość galaktyk
ma rozmiary od kilku tysięcy do kilkuset tysięcy lat świetlnych. Galaktyki odległe są między sobą o odległości rzędu milionów
lat świetlnych. Istnieje prawdopodobnie więcej niż 10 11 galaktyk w widzialnym Wszechświecie.
Chociaż ciemna materia i energia to ponad 90% masy galaktyki ich natura nie jest dobrze poznana. Istnieją pewne dowody, że
supermasywne czarne dziury mogą istnieć w centrum wielu lub wszystkich galaktyk
W astronomii przez ewolucję gwiazdy rozumie się sekwencje zmian które gwiazdy przechodzą podczas swego życia, w ciągu
milionów czy miliardów lat emitując promieniowanie.
Zmiany gwiazd, poza nielicznymi wyjątkami, nie są obserwowane bezpośrednio, odbywają się one bardzo wolno. Astronomowie
obserwują wiele gwiazd i efektów zjawisk zachodzących w gwiazdach, na różnym etapie ich życia, tworzą modele ewolucji
gwiazd, które porównują z obserwacjami, dokonują symulacji komputerowych pozwalających zweryfikować modele.
Download

Paralaksa w astronomii