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恆星視差

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來自年周視差的恆星視差運動。
恆星視差以秒差距為基礎，這是從太陽到天體的視差為1角秒的距離。 (1天文單位和1秒差距是不同的尺度，1秒差距相當於206,265天文單位。)

恆星視差是天文學中因為恆星距離產生視差的效應。它是恆星際尺度的視差，經由天文測量學，視差可以直接測量出一顆恆星與地球的準確距離。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。

因為其它的恆星都非常遙遠，因此測量的角度都非常小，而且需要利用瘦三角形逼近，一個天體的距離 (以秒差距測量) 是視差值 (以角秒測量) 的倒數：

例如，比鄰星的距離是1/0.7687=1.3009秒差距（4.243光年）[1]。 天鵝座61是第一顆成功測量出恆星視差的恆星，是贝塞耳在1838年於柯尼斯堡天文台使用夫琅和費的量日儀測出的[2][3]。

早期的理論和企圖

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說的科學論據。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說的主要反對者[4]。

詹姆斯·布拉德雷在1729年首度嘗試測量恆星視差。他以望遠鏡证明恆星的運動是太微不足道的，但他發現了光行差[5]、地軸的章動、和編輯了3222顆恆星的星表。

19世紀和20世紀

白塞爾的量日儀。

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) 的定義是周年視差為1角秒的距離。周年視差一般是觀察在一年的不同時間裡，通過地球在軌道上移動測量的恆星位置。周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[2][6]。

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[7]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，現在是以雷達從行星表面的反射為基礎[8]。

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[1]。這相當於從5.3公里之外觀察直徑2厘米大小物體的弦所形成的角。

太空天文測量學的視差

在1989年，依巴谷衛星發射的主要目的就是觀察近距離恆星的視差和自行，這種方法使可測量數量增加了10倍。即便如此，依巴谷衛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。歐洲太空總署的蓋亞任務，於2000年推出，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[9] 。在2018年釋出的資料中[10], 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，將包括10億顆恆星的位置、視差、和自行，所有的恆星在紅色和藍色的光度資料都可接受正規的標準誤差。

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 [11]。

在天文學的其它視差

在天文學上其它項目的視差具有不同的意義，它們有光度視差法、分光視差和力學視差。

相關條目

參考資料

  1. ^ 1.0 1.1 Benedict, G. Fritz; et al. Interferometric Astrometry of Proxima Centauri and Barnard's Star Using HUBBLE SPACE TELESCOPE Fine Guidance Sensor 3: Detection Limits for Substellar Companions. The Astronomical Journal. 1999, 118 (2): 1086–1100. Bibcode:1999astro.ph..5318B. doi:10.1086/300975. 
  2. ^ 2.0 2.1 Zeilik & Gregory 1998，p. 44.
  3. ^ Alan W. Hirshfeld - Parallax: The Race to Measure the Cosmos (2002) - Page 259, Google Books 2010. [2012-02-15]. （原始内容存档于2015-04-16）. 
  4. ^ See p.51 in 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 9027703116, ISBN 9789027703118
  5. ^ Robert K. Buchheim - The sky is your laboratory: advanced astronomy projects for amateurs(2007) - Page 184, Google Books 2010
  6. ^ Bessel, FW, "Bestimmung der Entfernung des 61sten Sterns des Schwans 互联网档案馆的存檔，存档日期2007-06-24." (1838) Astronomische Nachrichten, vol. 16, pp. 65-96.
  7. ^ CERN paper on plate measuring machine （页面存档备份，存于互联网档案馆） USNO StarScan
  8. ^ Zeilik & Gregory 1998，§ 22-3.
  9. ^ Henney, Paul J. ESA's Gaia Mission to study stars. Astronomy Today. [2008-03-08]. （原始内容存档于2008-03-17）. 
  10. ^ ESA, ESA. ESA's Gaia DR2. ESA. 2018 [2018-03-19]. （原始内容存档于2020-05-10）. 
  11. ^ Popowski, Piotr; Gould, Andrew. Mathematics of Statistical Parallax and the Local Distance Scale. 1998-01-29. arXiv:astro-ph/9703140 可免费查阅 |class=被忽略 (帮助). 

延伸讀物

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