ĮėjimasJis pirmasis nustatė tariamą saulės dydį. Akivaizdūs kai kurių objektų dydžiai. Žvaigždės ryškumas ir vizualinis dydis
Žvaigždės yra labiausiai paplitusi rūšis dangaus kūnai Visatoje. Iki 6-ojo didumo žvaigždžių yra apie 6000, iki 11-ojo – apie milijonas, o visame danguje iki 21-ojo didumo – apie 2 milijardai jų.
Visi jie, kaip ir Saulė, yra karšti, savaime šviečiantys dujų rutuliai, kurių gelmėse išsiskiria didžiulė energija. Tačiau net ir galingiausiuose teleskopuose žvaigždės matomos kaip šviečiantys taškai, nes jos yra labai toli nuo mūsų.
1. Metinis paralaksas ir atstumai iki žvaigždžių
Pasirodo, kad Žemės spindulys yra per mažas, kad būtų galima išmatuoti paralaktinį žvaigždžių poslinkį ir nustatyti atstumus iki jų. Dar Koperniko laikais buvo aišku, kad jei Žemė tikrai sukasi aplink Saulę, tai turėtų pasikeisti tariamos žvaigždžių padėtis danguje. Per šešis mėnesius Žemė pasislenka savo orbitos skersmeniu. Kryptys į žvaigždę iš priešingų šios orbitos taškų turėtų būti skirtingos. Kitaip tariant, žvaigždės turėtų turėti pastebimą metinį paralaksą (72 pav.).
Metinis žvaigždės paralaksas ρ – tai kampas, kuriuo iš žvaigždės būtų galima matyti pusiau didžiąją Žemės orbitos ašį (lygią 1 AU), jei ji yra statmena regėjimo linijai.
Kuo didesnis atstumas D iki žvaigždės, tuo mažesnis jos paralaksas. Paralaktinis žvaigždės padėties poslinkis danguje ištisus metus vyksta mažoje elipsėje arba apskritime, jei žvaigždė yra ekliptikos ašigalyje (žr. 72 pav.).
Kopernikas bandė, bet nesugebėjo aptikti žvaigždžių paralakso. Jis teisingai teigė, kad žvaigždės buvo per toli nuo Žemės, kad tuo metu egzistavę instrumentai pastebėtų jų paralaksinį poslinkį.
Pirmą kartą patikimą žvaigždės Vegos metinio paralakso matavimą 1837 m. atliko rusų akademikas V. Ya. Beveik kartu su juo kitose šalyse buvo nustatytos dar dviejų žvaigždžių paralaksai, iš kurių viena buvo α Kentauro. Ši SSRS nematoma žvaigždė mums pasirodė esanti arčiausiai mūsų, jos metinis paralaksas ρ = 0,75". Šiuo kampu plika akimi iš 280 m atstumo matoma 1 mm storio viela. Nenuostabu, kad jie taip ilgai negalėjo pastebėti tokių žvaigždžių mažuose kampiniuose poslinkiuose.
Atstumas iki žvaigždės 
kur a yra pusiau didžioji Žemės orbitos ašis. Mažais kampais 
jei p išreiškiamas lanko sekundėmis. Tada imant a = 1 a. Tai yra, mes gauname:
Atstumas iki artimiausios žvaigždės α Centauri D=206 265": 0,75" = 270 000 AU. e. Šviesa šį atstumą nukeliauja per 4 metus, kai tuo tarpu nuo Saulės iki Žemės nukeliauja tik 8 minutes, o nuo Mėnulio apie 1 s.
Atstumas, kurį šviesa nukeliauja per metus, vadinamas šviesmečiu. Šis vienetas naudojamas atstumui matuoti kartu su parsec (pc).
Parsekas yra atstumas, nuo kurio 1 colio kampu matoma pusiau didžioji Žemės orbitos ašis, statmena matymo linijai.
Atstumas parsekais yra abipusis metinis paralaksas, išreikštas lanko sekundėmis. Pavyzdžiui, atstumas iki žvaigždės α Centauri yra 0,75 colio (3/4 colio) arba 4/3 vnt.
1 parsek = 3,26 šviesmečiai= 206 265 a. e. = 3*10 13 km.
Šiuo metu metinio paralakso matavimas yra pagrindinis atstumo iki žvaigždžių nustatymo metodas. Daugelio žvaigždžių paralaksai jau buvo išmatuoti.
Išmatavus metinį paralaksą, galima patikimai nustatyti atstumą iki žvaigždžių, esančių ne toliau kaip 100 pc arba 300 šviesmečių.
Kodėl neįmanoma tiksliai išmatuoti tolimesnių žvaigždžių metinio paralakso?
Atstumas iki tolimesnių žvaigždžių šiuo metu nustatomas kitais metodais (žr. §25.1).
2. Tariamasis ir absoliutus dydis
Žvaigždžių šviesumas. Po to, kai astronomai sugebėjo nustatyti atstumus iki žvaigždžių, buvo nustatyta, kad žvaigždžių ryškumas skiriasi ne tik dėl atstumo iki jų skirtumo, bet ir dėl jų skirtumo. šviesumo.
Žvaigždės šviesumas L – tai skleidžiamos šviesos energijos galia, palyginti su Saulės skleidžiamos šviesos galia.
Jei dvi žvaigždės turi vienodą šviesumą, tai žvaigždė, kuri yra toliau nuo mūsų, turi mažesnį matomą ryškumą. Galite palyginti žvaigždes pagal šviesumą, tik jei apskaičiuojate jų tariamąjį ryškumą (žvaigždžių dydį) tam pačiam standartiniam atstumui. Šis atstumas astronomijoje laikomas 10 vnt.
Tariamasis dydis, kurį turėtų žvaigždė, jei ji būtų standartiniu atstumu nuo mūsų D 0 = 10 pc, vadinamas absoliučiu dydžiu M.
Panagrinėkime kiekybinį ryšį tarp tariamojo ir absoliutaus dydžio žvaigždės, esančios žinomu atstumu D iki jos (arba jos paralakso p). Pirmiausia prisiminkime, kad 5 dydžių skirtumas atitinka lygiai 100 kartų ryškumo skirtumą. Vadinasi, dviejų šaltinių tariamųjų dydžių skirtumas lygus vienybei, kai vienas iš jų yra lygiai vienu koeficientu šviesesnis už kitą (ši reikšmė apytiksliai lygi 2,512). Kuo ryškesnis šaltinis, tuo mažesnis jo tariamasis dydis. Bendruoju atveju bet kurių dviejų žvaigždžių tariamojo ryškumo santykis I 1:I 2 yra susijęs su jų tariamųjų dydžių m 1 ir m 2 skirtumu paprastu santykiu:
Tegul m yra žvaigždės, esančios atstumu D, tariamasis dydis. Jei ji būtų stebima iš atstumo D 0 = 10 pc, jos tariamasis dydis m 0 pagal apibrėžimą būtų lygus absoliučiajam didumui M. Tada jos tariamasis ryškumas pasikeistų
Tuo pačiu metu žinoma, kad matomas žvaigždės ryškumas kinta atvirkščiai, atsižvelgiant į atstumo iki jos kvadratą. Štai kodėl
(2)
Vadinasi,
(3)
Paėmę šios išraiškos logaritmą, randame:
(4)
kur p išreiškiamas lanko sekundėmis.
Šios formulės suteikia absoliutų M dydį pagal žinomą matomas dydis m at tikras atstumasį žvaigždę D. Mūsų Saulė iš 10 pc atstumo atrodytų maždaug kaip 5 matomo dydžio žvaigždė, t.y. Saulei M ≈5.
Žinant bet kurios žvaigždės absoliutųjį dydį M, nesunku apskaičiuoti jos šviesumą L. Atsižvelgiant į Saulės šviesumą L = 1, pagal šviesumo apibrėžimą galime rašyti, kad
M ir L reikšmės skirtinguose vienetuose išreiškia žvaigždės spinduliuotės galią.
Žvaigždžių tyrimas rodo, kad jų šviesumas gali skirtis dešimtis milijardų kartų. Žvaigždžių dydžiu šis skirtumas siekia 26 vienetus.
Absoliučios vertybės labai didelio šviesumo žvaigždės yra neigiamos ir pasiekia M = -9. Tokios žvaigždės vadinamos milžinais ir supergigantais. Žvaigždės S Dorado spinduliuotė yra 500 000 kartų galingesnė už mūsų Saulės spinduliuotę, jos šviesumas L=500 000, mažiausią spinduliavimo galią turi nykštukai, kurių M=+17 (L=0,000013).
Norint suprasti reikšmingų žvaigždžių šviesumo skirtumų priežastis, būtina atsižvelgti į kitas jų charakteristikas, kurias galima nustatyti remiantis radiacijos analize.
3. Žvaigždžių spalva, spektrai ir temperatūra
Ar stebėdami pastebėjote, kad žvaigždės turi skirtinga spalva, aiškiai matomas ryškiausiuose iš jų. Įkaitusio kūno, įskaitant žvaigždę, spalva priklauso nuo jo temperatūros. Tai leidžia nustatyti žvaigždžių temperatūrą pagal energijos pasiskirstymą jų nuolatiniame spektre.
Žvaigždžių spalva ir spektras yra susiję su jų temperatūra. Santykinai vėsiose žvaigždėse vyrauja spinduliuotė raudonojoje spektro srityje, todėl jos turi rausvą spalvą. Raudonųjų žvaigždžių temperatūra žema. Jis auga nuosekliai, kai nuo raudonų žvaigždžių pereina į oranžinę, tada į geltoną, gelsvą, baltą ir melsvą. Žvaigždžių spektrai yra labai įvairūs. Jie skirstomi į klases, žymimos lotyniškomis raidėmis ir skaičiais (žr. užpakalinį muselės lapą). Šaltų raudonų M klasės žvaigždžių spektruose esant maždaug 3000 K temperatūrai, matomos paprasčiausių dviatomių molekulių, dažniausiai titano oksido, sugerties juostos. Kitų raudonųjų žvaigždžių spektruose vyrauja anglies arba cirkonio oksidai. Pirmojo dydžio M klasės raudonos žvaigždės - Antares, Betelgeuse.
Spektruose geltonos žvaigždės G klasė, kuri apima Saulę (kurios paviršiaus temperatūra yra 6000 K), vyrauja plonos metalų linijos: geležis, kalcis, natris ir kt. Tokios žvaigždės kaip Saulė spektru, spalva ir temperatūra yra ryški Capella Aurigos žvaigždyne. .
A klasės baltųjų žvaigždžių spektruose, kaip ir Sirius, Vega ir Deneb, vandenilio linijos yra stipriausios. Yra daug silpnų jonizuotų metalų linijų. Tokių žvaigždžių temperatūra yra apie 10 000 K.
Karščiausių, melsvų žvaigždžių spektruose esant maždaug 30 000 K temperatūrai, matomos neutralaus ir jonizuoto helio linijos.
Daugumos žvaigždžių temperatūra svyruoja nuo 3000 iki 30 000 K. Kai kurių žvaigždžių temperatūra yra apie 100 000 K.
Taigi žvaigždžių spektrai labai skiriasi vienas nuo kito ir iš jų galima nustatyti žvaigždžių atmosferų cheminę sudėtį ir temperatūrą. Spektrų tyrimas parodė, kad visų žvaigždžių atmosferose vyrauja vandenilis ir helis.
Žvaigždžių spektrų skirtumai paaiškinami ne tiek jų įvairove cheminė sudėtis, tiek pat, kiek temperatūros ir kitų fizinių sąlygų skirtumas žvaigždžių atmosferose. Aukštoje temperatūroje molekulės skyla į atomus. Dar aukštesnėje temperatūroje ne tokie stiprūs atomai sunaikinami, jie virsta jonais, netenka elektronų. Daugelio cheminių elementų jonizuoti atomai, pavyzdžiui, neutralūs atomai, skleidžia ir sugeria energiją tam tikruose bangos ilgiuose. Lyginant to paties atomų ir jonų sugerties linijų intensyvumą cheminis elementas teoriškai nustatyti jų santykinį kiekį. Tai yra temperatūros funkcija. Taigi jų atmosferų temperatūrą galima nustatyti iš tamsių linijų žvaigždžių spektruose.
Tos pačios temperatūros ir spalvos, bet skirtingo šviesumo žvaigždės paprastai turi tą patį spektrą, tačiau kai kurių linijų santykinis intensyvumas gali skirtis. Taip yra dėl to, kad esant tokiai pačiai temperatūrai slėgis jų atmosferoje skiriasi. Pavyzdžiui, milžiniškų žvaigždžių atmosferoje slėgis mažesnis ir jos retesnės. Jei šią priklausomybę išreikštume grafiškai, tai iš linijų intensyvumo galime rasti absoliutų žvaigždės dydį, o tada pagal (4) formulę nustatyti atstumą iki jos.
Problemos sprendimo pavyzdys
Užduotis. Koks yra žvaigždės ζ Scorpii šviesumas, jei jos tariamasis dydis yra 3, o atstumas iki jos yra 7500 ly. metų?
20 pratimas
1. Kiek kartų Sirijus ryškesnis už Aldebaraną? Ar saulė šviesesnė už Sirijų?
2. Viena žvaigždė yra 16 kartų ryškesnė už kitą. Kuo skiriasi jų dydžiai?
3. Vegos paralaksas yra 0,11". Per kiek laiko šviesa iš jo pasiekia Žemę?
4. Kiek metų reikėtų skristi link Lyros žvaigždyno 30 km/s greičiu, kad Vega taptų dvigubai arčiau?
5. Kiek kartų 3,4 balo žvaigždė yra blyškesnė už Sirijų, kurios tariamasis dydis yra -1,6? Kokie yra absoliutūs šių žvaigždžių dydžiai, jei atstumas iki abiejų yra 3 pc?
6. Pavadinkite kiekvienos IV priede pateiktos žvaigždės spalvą pagal jų spektrinį tipą.
Netgi nuo astronomijos nutolę žmonės žino, kad žvaigždės turi skirtingą ryškumą. Ryškiausios žvaigždės lengvai matomos per daug eksponuotame miesto danguje, o silpniausios žvaigždės vos matomos idealiomis žiūrėjimo sąlygomis.
Norėdami apibūdinti žvaigždžių ir kitų dangaus kūnų (pavyzdžiui, planetų, meteorų, Saulės ir Mėnulio) ryškumą, mokslininkai sukūrė žvaigždžių dydžių skalę.
Tariamas dydis(m; dažnai vadinamas tiesiog „dydžiu“) nurodo spinduliavimo srautą šalia stebėtojo, t.y., stebimą dangaus šaltinio ryškumą, kuris priklauso ne tik nuo tikrosios objekto spinduliuotės galios, bet ir nuo atstumo iki jo.
Tai bematis astronominis dydis, apibūdinantis apšvietimą, kurį sukuria šalia stebėtojo esantis dangaus objektas.
Apšvietimas– šviesos kiekis, lygus šviesos srauto, patenkančio į mažą paviršiaus plotą, ir jo ploto santykiui.
Apšvietimo matavimo vienetas Tarptautinė sistema Vienetas (SI) yra liuksas (1 liuksas = 1 liumenas kvadratiniam metrui), o CGS vienetas (centimetras-gramas-sekundė) yra foto (vienas foto lygus 10 000 liuksų).
Apšvietimas yra tiesiogiai proporcingas šviesos šaltinio šviesos intensyvumui. Šaltiniui tolstant nuo apšviečiamo paviršiaus, jo apšvietimas mažėja atvirkščiai proporcingai atstumo kvadratui (atvirkštinio kvadrato dėsnis).
Subjektyviai matomas žvaigždžių dydis suvokiamas kaip ryškumas (taškiniams šaltiniams) arba ryškumas (išplėstiniams šaltiniams).
Šiuo atveju vieno šaltinio ryškumas nurodomas lyginant jį su kito, kaip standartiniu, ryškumu. Tokie standartai dažniausiai tarnauja kaip specialiai parinktos fiksuotos žvaigždės.
Didumas pirmą kartą buvo pristatytas kaip optinio diapazono žvaigždžių matomo ryškumo indikatorius, bet vėliau buvo išplėstas ir į kitus spinduliuotės diapazonus: infraraudonųjų, ultravioletinių.
Taigi tariamasis dydis m arba ryškumas yra šviesos E matas, kurį šaltinis sukuria paviršiuje, statmenai jo spinduliams stebėjimo vietoje.
Istoriškai viskas prasidėjo daugiau nei prieš 2000 metų, kai senovės graikų astronomas ir matematikas Hiparchas(II a. pr. Kr.) suskirstė akimis matomas žvaigždes į 6 dydžius.
Labiausiai ryškios žvaigždės Hiparchas paskyrė pirmąjį dydį, o blausiausi buvo vos matomas akimis, – šešta, likusieji buvo tolygiai paskirstyti tarp tarpinių verčių. Be to, Hiparchas padarė padalijimą į žvaigždžių dydžius taip, kad 1-ojo didumo žvaigždės atrodytų tiek pat ryškesnės nei 2-ojo didumo žvaigždės, kiek ryškesnės už 3-ojo didumo žvaigždes ir tt. Tai yra, nuo gradacijos iki gradacijos žvaigždės pasikeitė vienu ir tuo pačiu dydžiu.
Kaip vėliau paaiškėjo, ryšys tarp tokio masto ir tikro fiziniai dydžiai logaritminis, nes tiek pat kartų ryškumo pasikeitimą akis suvokia kaip tokio pat dydžio pasikeitimą - empirinis psichofiziologinis Weberio-Fechnerio dėsnis, pagal kurią jutimo intensyvumas yra tiesiogiai proporcingas dirgiklio intensyvumo logaritmui.
Taip yra dėl žmogaus suvokimo ypatumų, pavyzdžiui, jei sietynoje paeiliui užsidega 1, 2, 4, 8, 16 vienodų lempučių, tada mums atrodo, kad apšvietimas kambaryje nuolat didėja vienodai. suma. Tai reiškia, kad įjungtų lempučių skaičius turėtų padidėti tiek pat kartų (pavyzdyje - du kartus), kad mums atrodytų, kad ryškumo padidėjimas yra pastovus.
Pojūčio E stiprumo logaritminė priklausomybė nuo fizinio dirgiklio P intensyvumo išreiškiama formule:
E = k log P + a, (1)
kur k ir a yra tam tikros konstantos, kurias nustato tam tikra jutimo sistema.
viduryje, XIX a. Anglų astronomas Normanas Pogsonas įformino dydžio skalę, kuri atsižvelgė į psichofiziologinį regėjimo dėsnį.
Remiantis realius rezultatus pastebėjimus, jis postulavo, kad
PIRMO DYDŽIO ŽVAIGŽDĖ YRA LYGIAI 100 KARTŲ ryškesnė UŽ ŠEŠTO DIDELIO ŽVAIGŽDĘ.
Šiuo atveju, pagal (1) išraišką, tariamasis dydis nustatomas pagal lygybę:
m = -2,5 log E + a, (2)
2,5 – Pogsono koeficientas, minuso ženklas – duoklė istorinei tradicijai (ryškesnės žvaigždės turi mažesnį, įskaitant neigiamą, dydį);
a – dydžių skalės nulinis taškas, nustatytas tarptautiniu susitarimu, susijusiu su matavimo skalės bazinio taško pasirinkimu.
Jei E 1 ir E 2 atitinka dydžius m 1 ir m 2, tada iš (2) išplaukia, kad:
E 2 /E 1 = 10 0,4 (m 1 - m 2) (3)
Sumažinus dydį vienu m1 – m2 = 1, apšvietimas E padidėja maždaug 2,512 karto. Kai m 1 - m 2 = 5, o tai atitinka intervalą nuo 1 iki 6 dydžio, apšvietimo pokytis bus E 2 / E 1 = 100.
Pogsono formulė klasikinė forma nustato ryšį tarp tariamų žvaigždžių dydžių:
m 2 – m 1 = –2,5 (logE 2 – logE 1) (4)
Ši formulė leidžia nustatyti žvaigždžių dydžių skirtumą, bet ne pačius dydžius.
Norėdami jį naudoti absoliučiai skalei sudaryti, turite nustatyti nulinis taškas– ryškumas, atitinkantis nulinį dydį (0 m). Iš pradžių Vegos spindesys buvo laikomas 0 m. Tada nulinis taškas buvo apibrėžtas iš naujo, tačiau vizualiniams stebėjimams Vega vis tiek gali tarnauti kaip nulinio matomo dydžio etalonas (pagal šiuolaikinę sistemą UBV sistemos V juostoje jo dydis yra +0,03 m, o tai nesiskiria nuo nulio į akį).
Paprastai dydžių skalės nulinis taškas imamas sąlyginai remiantis žvaigždžių rinkiniu, kurio kruopšti fotometrija buvo atlikta įvairiais metodais.
Taip pat gerai apibrėžtas apšvietimas laikomas 0 m, lygiu energetinei vertei E = 2,48 * 10 -8 W/m². Tiesą sakant, tai yra apšvietimas, kurį astronomai nustato stebėjimų metu, ir tik tada jis specialiai konvertuojamas į žvaigždžių dydžius.
Jie tai daro ne tik todėl, kad „tai labiau įprasta“, bet ir todėl, kad dydis pasirodė esąs labai patogi sąvoka.
dydis pasirodė labai patogi sąvoka
Matuoti apšvietimą vatais kvadratiniam metrui yra labai sudėtinga: Saulės vertė yra didelė, o silpnoms teleskopinėms žvaigždėms ji yra labai maža. Tuo pačiu metu daug lengviau dirbti su žvaigždžių dydžiais, nes logaritminė skalė yra ypač patogi norint rodyti labai didelius dydžių diapazonus.
Pogsono formalizavimas vėliau tapo standartiniu žvaigždžių dydžio įvertinimo metodu.
Tiesa, šiuolaikiniai mastai jau neapsiriboja šešiais balais ar tik matoma šviesa. Labai ryškūs objektai gali turėti neigiamą dydį. Pavyzdžiui, Sirijus, ryškiausia žvaigždė dangaus sfera, jo dydis yra minus 1,47 m. Šiuolaikinis mastelis taip pat leidžia gauti Mėnulio ir Saulės reikšmes: pilnatis yra -12,6 m, o Saulė - -26,8 m. Hablo orbitinis teleskopas gali stebėti objektus, kurių ryškumas yra maždaug iki 31,5 m.
Didumo skalė
(mastas yra atvirkštinis: mažesnės reikšmės atitinka šviesesnius objektus)
Tariami kai kurių dangaus kūnų dydžiai
Sekmadienis: -26.73
Mėnulis (pilnatis): -12.74
Venera (esant maksimaliam ryškumui): -4,67
Jupiteris (esant maksimaliam ryškumui): -2,91
Sirijus: -1.44
Vega: 0,03
Blyškiausios plika akimi matomos žvaigždės: apie 6,0
Saulė iš 100 šviesmečių: 7.30
„Proxima Centauri“: 11.05
Ryškiausias kvazaras: 12.9
Blausiausi objektai, nufotografuoti Hablo teleskopu: 31.5
(žymimas m - iš anglų kalbos. Didumas) - bematis dydis, apibūdinantis dangaus kūno spindesį (iš jo sklindančios šviesos kiekį) žemiškojo stebėtojo požiūriu. Kuo objektas šviesesnis, tuo mažesnis jo regimasis dydis.
Pavadinime esantis žodis „akivaizdus“ tiesiog reiškia, kad dydis stebimas iš Žemės ir yra naudojamas atskirti jį nuo absoliutaus dydžio. Šis pavadinimas taikomas ne tik matomai šviesai. Žmogaus akimi (ar kitu tokio pat spektrinio jautrumo imtuvu) suvokiamas kiekis vadinamas vizualiai.
Didumas nurodomas maža raide m kaip viršutinis indeksas prieš skaitinę reikšmę. Pavyzdžiui, 2 m reiškia antrąjį dydį.
Istorija
Žvaigždžių dydžio sąvoką įvedė senovės graikų astronomas Hiparchas II amžiuje prieš Kristų. Visas plika akimi matomas žvaigždes jis paskirstė į šešis dydžius: ryškias žvaigždes pavadino pirmuoju, o tamsias – šeštuoju. Kalbant apie vidutinius dydžius, buvo manoma, kad, tarkime, trečiojo didumo žvaigždės yra tiek pat blausesnės nei antrojo dydžio, kiek ryškesnės už ketvirto dydžio žvaigždes. Šis ryškumo matavimo metodas tapo plačiai paplitęs Klaudijaus Ptolemėjaus žvaigždžių katalogo „Almagest“ dėka.
Ši klasifikavimo skalė buvo naudojama beveik nepakitusi iki XIX amžiaus vidurio. Pirmasis žmogus, kuris žvaigždžių dydį laikė kiekybine, o ne kokybine charakteristika, buvo Friedrichas Argelanderis. Būtent jis pradėjo užtikrintai naudoti žvaigždžių dydžių dešimtaines trupmenas.
1856 m. Normanas Pogsonas įformino dydžio skalę, nustatydamas, kad pirmojo dydžio žvaigždė yra lygiai 100 kartų ryškesnė nei šeštojo dydžio žvaigždė. Kadangi, vadovaujantis Weber-Fechner įstatymu, apšvietimo pokytis tiek pat kartų akimis suvokiamas kaip pasikeitimas ta pačia suma tada vieno dydžio skirtumas atitinka šviesos intensyvumo pokytį ≈ 2.512 karto. Tai neracionalus skaičius kuris vadinamas Pogson numeris.
Taigi, dydžių skalė yra logaritminė: dviejų objektų dydžių skirtumas nustatomas pagal lygtį:
, , — objektų žvaigždžių dydžiai, , — jų sukuriamas apšvietimas.Ši formulė leidžia nustatyti tik žvaigždžių dydžių skirtumą, bet ne pačius dydžius. Norint su jo pagalba sukonstruoti absoliučią skalę, reikia nustatyti nulinį tašką – apšvietimą, kuris atitinka nulinį dydį (0 m). Iš pradžių Pogsonas naudojo Šiaurės žvaigždę kaip standartą, darydamas prielaidą, kad tai buvo lygiai antrasis dydis. Po to, kai buvo išsiaiškinta, kad Polaris yra kintamoji žvaigždė, skalė buvo pradėta susieti su Vega (kuriai buvo priskirtas nulinis dydis), o tada (kai Vegoje taip pat buvo įtariamas kintamumas) skalės nulinis taškas buvo iš naujo apibrėžtas naudojant keletą kitų. žvaigždės. Tačiau vizualiniams stebėjimams Vega gali ir toliau tarnauti kaip nulinio dydžio standartas, nes jo dydis matomoje šviesoje yra 0,03 m, o tai nesiskiria nuo nulio akimis.
Šiuolaikinė dydžių skalė neapsiriboja šešiais dydžiais ar tik matoma šviesa. Labai ryškių objektų dydis yra neigiamas. Pavyzdžiui, Sirijus, labiausiai ryški žvaigždė nakties dangus, jo tariamasis dydis yra -1,47 m. Šiuolaikinės technologijos Tai taip pat leidžia išmatuoti Mėnulio ir Saulės ryškumą: pilnatis jo tariamasis dydis yra –12,6 m, o Saulės – –26,8 m. Hablo orbitinis teleskopas matomame diapazone gali stebėti žvaigždes iki 31,5 m.
Spektrinė priklausomybė
Žvaigždės dydis priklauso nuo spektro diapazono, kuriame atliekamas stebėjimas, nes bet kurio objekto šviesos srautas skirtinguose diapazonuose yra skirtingas.
- Bolometrinis dydis rodo bendrą objekto spinduliuotės galią, tai yra, bendrą srautą visuose spektro diapazonuose. Matuojama bolometru.
Labiausiai paplitusi fotometrinė sistema, UBV sistema, turi 3 juostas (spektrinius diapazonus, kuriuose atliekami matavimai). Atitinkamai yra:
- ultravioletinis dydis (U)— nustatomas ultravioletinių spindulių diapazone;
- "Mėlynas" dydis (B) — nustatomas mėlynos spalvos diapazone;
- vizualinis dydis (V)— nustatomas matomoje srityje; spektrinio jautrumo kreivė parinkta taip, kad ji geriau atitiktų žmogaus regėjimas. Akis jautriausia geltonai žaliai šviesai, kurios bangos ilgis yra apie 555 nm.
Skirtumas (U-B arba B-V) tarp to paties objekto dydžių skirtingos juostos rodo jo spalvą ir yra vadinamas spalvų indeksu. Kuo didesnis spalvos indeksas, tuo objektas raudonesnis.
Yra ir kitų fotometrinių sistemų, kurių kiekviena turi skirtingas juostas ir atitinkamai galima išmatuoti skirtingus kiekius. Pavyzdžiui, senoji fotografijos sistema naudojo šiuos kiekius:
- fotovizualinis dydis (m pv)- patamsėjusio objekto vaizdo matas fotografinėje plokštelėje su oranžiniu filtru;
- fotografijos dydis (m pg)- matuojamas ant įprastos fotografinės plokštelės, kuri yra jautri mėlynam ir ultravioletiniam spektro diapazonams.
Akivaizdūs kai kurių objektų dydžiai
| Objektas | m |
|---|---|
| Saulė | -26,73 |
| Pilnatis | -12,92 |
| Iridium Flash (maksimali) | -9,50 |
| Venera (maksimali) | -4,89 |
| Venera (mažiausiai) | -3,50 |
| Jupiteris (maksimalus) | -2,94 |
| Marsas (maksimalus) | -2,91 |
| Gyvsidabris (maksimalus) | -2,45 |
| Jupiteris (mažiausiai) | -1,61 |
| Sirijus (ryškiausia žvaigždė danguje) | -1,47 |
| Canopus (2 ryškiausia žvaigždė danguje) | -0,72 |
| Saturnas (maksimalus) | -0,49 |
| Alpha Centauri kombinuotas ryškumas A, B | -0,27 |
| Arktūras (3 ryškiausia žvaigždė danguje) | 0,05 |
| Alpha Centauri A (4 ryškiausia žvaigždė danguje) | -0,01 |
| Vega (5 ryškiausia žvaigždė danguje) | 0,03 |
| Saturnas (mažiausiai) | 1,47 |
| Marsas (mažiausiai) | 1,84 |
| SN 1987A – supernova 1987 m. Didžiajame Magelano debesyje | 3,03 |
| Andromedos ūkas | 3,44 |
| Blyškios žvaigždės, kurios matomos megamiestuose | 3 … + 4 |
| Ganimedas yra didžiausio Jupiterio palydovas saulės sistema(maksimaliai) | 4,38 |
| 4 Vesta (ryškus asteroidas), daugiausia | 5,14 |
| Uranas (maksimalus) | 5,32 |
| Trikampio galaktika (M33), matoma plika akimi esant geram dangui | 5,72 |
| Gyvsidabris (minimalus) | 5,75 |
| Uranas (mažiausiai) | 5,95 |
| Raskite mažiausias plika akimi matomas žvaigždes kaimo vietovėse | 6,50 |
| Ceres (maksimalus) | 6,73 |
| NGC 3031 (M81), matomas plika akimi tobulame danguje | 6,90 |
| Raskite mažiausias žvaigždes, matomas plika akimi tobulame danguje (Mauna Kea observatorija, Atakamos dykuma) | 7,72 |
| Neptūnas (maksimalus) | 7,78 |
| Neptūnas (mažiausiai) | 8,01 |
| Titanas yra Saturno palydovas, antras pagal dydį Saulės sistemos palydovas (maksimalus) | 8,10 |
| Proksima Kentauro | 11,10 |
| Ryškiausias kvazaras | 12,60 |
| Plutonas (maksimalus) | 13,65 |
| Makemake opozicijoje | 16,80 |
| Haumea opozicijoje | 17,27 |
| Eris opozicijoje | 18,70 |
| Blyškios žvaigždės, matomos CCD detektoriaus vaizde 24 colių teleskopu 30 min. | 22 |
| Raskite mažiausią objektą, matomą 8 metrų antžeminiu teleskopu | 27 |
| Raskite mažiausią turimą objektą orbitinis teleskopas Hablas | 31,5 |
| Raskite mažiausią objektą, kuris bus pasiekiamas 42 metrų antžeminiu teleskopu | 36 |
| Raskite mažiausią objektą, kuris bus pasiekiamas OWL orbitiniam teleskopui (planuojama paleisti 2020 m.) | 38 |
Įsivaizduokite, kad kažkur jūroje nakties tamsoje tyliai mirga šviesa. Nebent patyręs buriuotojas jums nepaaiškins, kas tai yra, dažnai nesužinosite: tai arba žibintuvėlis praplaukiančio laivo priekyje, arba galingas prožektorius iš tolimo švyturio.
Toje pačioje padėtyje tamsi naktis Mes taip pat žiūrime į mirksinčias žvaigždes. Jų tariamas spindesys taip pat priklauso nuo tikrojo šviesos intensyvumo, vadinamo šviesumo, ir iš jų atstumo iki mūsų. Tik žinant atstumą iki žvaigždės galima apskaičiuoti jos šviesumą, palyginti su Saule. Pavyzdžiui, žvaigždės, kuri tikrovėje yra dešimt kartų mažiau ryški nei Saulė, šviesumas bus išreikštas 0,1.
Tikrasis žvaigždės šviesos intensyvumas gali būti išreikštas net kitaip, apskaičiuojant, kokio dydžio ji mums atrodytų, jei ji būtų standartiniu 32,6 šviesmečių atstumu nuo mūsų, tai yra tokiu atstumu, kad šviesa skrenda 300 000 greičiu. km/sek, būtų jį įveikęs per šį laiką.
Tokio standartinio atstumo nustatymas pasirodė patogus atliekant įvairius skaičiavimus. Žvaigždės, kaip ir bet kurio šviesos šaltinio, ryškumas kinta atvirkščiai, atsižvelgiant į atstumo nuo jos kvadratą. Šis dėsnis leidžia apskaičiuoti absoliučius žvaigždžių dydžius arba šviesumą, žinant atstumą iki jų.
Kai tapo žinomi atstumai iki žvaigždžių, galėjome apskaičiuoti jų šviesumą, tai yra, galėjome jas surikiuoti ir palyginti tarpusavyje tomis pačiomis sąlygomis. Reikia pripažinti, kad rezultatai buvo nuostabūs, nes anksčiau buvo manoma, kad visos žvaigždės yra „panašios į mūsų Saulę“. Žvaigždžių šviesumas pasirodė nepaprastai įvairus, ir jų mūsų linijoje negalima palyginti su jokia pionierių linija.
Pateiksime tik kraštutinius skaisčio pavyzdžius žvaigždžių pasaulyje.
Nuo seno žinoma blankiausia žvaigždė, 50 tūkstančių kartų blankesnė už Saulę, o jos absoliutus šviesumo dydis: +16,6. Tačiau vėliau buvo aptiktos ir blankesnės žvaigždės, kurių šviesumas, lyginant su saule, yra milijonus kartų mažesnis!
Matmenys erdvėje apgaulingi: Denebas iš Žemės šviečia ryškiau nei Antaresas, bet Pistoleto visai nesimato. Tačiau mūsų planetos stebėtojui Denebas ir Antaresas atrodo tiesiog nereikšmingi taškai, palyginti su Saule. Kiek tai neteisinga, galima spręsti pagal paprastas faktas: Pistoletas skleidžia tiek šviesos per sekundę, kiek Saulė per metus!
Kitame žvaigždžių linijos krašte stovi Auksinės žuvelės „S“., matomas tik pietinio Žemės pusrutulio šalyse kaip žvaigždutė (tai yra net nematoma be teleskopo!). Tiesą sakant, jis yra 400 tūkstančių kartų ryškesnis už Saulę, o absoliučios šviesumo vertė yra -8,9.
Absoliutus Mūsų Saulės šviesumo vertė yra +5. Ne tiek daug! Iš 32,6 šviesmečio atstumo mums būtų sunku jį pamatyti be žiūronų.
Jei įprastos žvakės ryškumas laikomas Saulės ryškumu, tai, palyginti su ja, Dorado „S“ bus galingas prožektorius, o silpniausia žvaigždė yra silpnesnė už apgailėtiniausią ugniagesį.
Taigi, žvaigždės yra tolimos saulės, tačiau jų šviesos intensyvumas gali visiškai skirtis nuo mūsų žvaigždės. Vaizdžiai tariant, savo Saulę pakeisti kita reikėtų daryti atsargiai. Nuo vieno šviesos apaktume, kito šviesoje klaidžiotume tarsi prieblandoje.
Dydžiai
Kadangi akys yra pirmasis matavimo instrumentas, turime žinoti paprastos taisyklės, kurie reguliuoja mūsų apskaičiavimus apie šviesos šaltinių ryškumą. Mūsų ryškumo skirtumų vertinimas yra santykinis, o ne absoliutus. Palyginus dvi neryškias žvaigždes, matome, kad jos pastebimai skiriasi viena nuo kitos, tačiau dviejų ryškių žvaigždžių ryškumo skirtumo mes nepastebime, nes jis yra nereikšmingas, palyginti su bendras skaičius skleidžiama šviesa. Kitaip tariant, mūsų akys vertina giminaitis, ne absoliutus blizgesio skirtumas.
Hiparchas pirmasis plika akimi matomas žvaigždes suskirstė į šešias klases pagal jų ryškumą. Vėliau ši taisyklė buvo kiek patobulinta nekeičiant pačios sistemos. Didumo klasės buvo paskirstytos taip, kad 1-ojo dydžio žvaigždė (vidutiniškai 20) skleistų šimtą kartų daugiau šviesos nei 6-ojo dydžio žvaigždė, kuri yra ties matomumo riba daugeliui žmonių.
Vieno dydžio skirtumas lygus 2,512 kvadratui. Dviejų dydžių skirtumas atitinka 6,31 (2,512 kvadratas), trijų dydžių skirtumas atitinka 15,85 (2,512 trečiajam laipsniui), keturių dydžių skirtumas atitinka 39,82 (2,512 - ketvirtasis laipsnis), o penkių dydžių skirtumas. dydžiai atitinka 100 (2,512 kvadrato penktasis laipsnis).
6-ojo didumo žvaigždė suteikia mums šimtą kartų mažiau šviesos nei 1-ojo dydžio žvaigždė, o 11-ojo didumo žvaigždė – dešimt tūkstančių kartų mažiau. Jei paimsime 21-ojo dydžio žvaigždę, tada jos ryškumas bus mažesnis nei 100 000 000 kartų.
Kaip jau aišku – absoliuti ir santykinė vairavimo vertė,
dalykai yra visiškai nepalyginami. „Santykiniam“ stebėtojui iš mūsų planetos Denebas Cygnus žvaigždyne atrodo maždaug taip. Tačiau iš tikrųjų visos Žemės orbitos vos pakaktų, kad būtų galima visiškai sutalpinti šios žvaigždės perimetrą.
Norėdami teisingai klasifikuoti žvaigždes (ir jos visos skiriasi viena nuo kitos), turite atidžiai užtikrinti, kad per visą intervalą tarp gretimų žvaigždžių dydžių būtų išlaikytas 2,512 ryškumo santykis. Neįmanoma atlikti tokio darbo plika akimi, jums reikia specialių įrankių, pvz fotometrai Pickering, kaip standartą naudojant Šiaurės žvaigždę ar net „vidutinę“ dirbtinę žvaigždę.
Taip pat matavimų patogumui būtina susilpninti labai ryškių žvaigždžių šviesą; tai galima pasiekti naudojant poliarizuojantį įrenginį arba naudojant fotometrinis pleištas.
Grynai vizualūs metodai, net ir naudojant didelius teleskopus, negali išplėsti mūsų dydžio skalės iki silpnų žvaigždžių. Be to, vizualiniai matavimo metodai turėtų būti (ir gali būti) atlikti tik tiesiai prie teleskopo. Todėl mūsų laikais grynai vizualinės klasifikacijos jau atsisakyta, naudojamas fotoanalizės metodas.
Kaip galite palyginti šviesos kiekį, kurį fotografinė plokštė gauna iš dviejų skirtingo spindesio žvaigždžių? Kad jie atrodytų vienodi, reikia žinomu kiekiu susilpninti ryškesnės žvaigždės šviesą. Lengviausias būdas tai padaryti – diafragmą pastatyti priešais teleskopo objektyvą. Į teleskopą patenkančios šviesos kiekis skiriasi priklausomai nuo objektyvo ploto, todėl galima tiksliai išmatuoti bet kurios žvaigždės šviesos slopinimą.
Išsirinkime kokią nors žvaigždę kaip standartinę ir nufotografuokime ją su visa teleskopo diafragma. Tada nustatysime, kokią diafragmą naudoti esant tam tikrai ekspozicijai, kad fotografuojant ryškesnę žvaigždę gautume tokį patį vaizdą kaip ir pirmuoju atveju. Sumažėjusių ir pilnų skylių plotų santykis parodo dviejų objektų ryškumo santykį.
Šis matavimo metodas suteikia tik 0,1 dydžio paklaidą bet kuriai žvaigždei nuo 1 iki 18 magnitudės. Tokiu būdu gauti dydžiai vadinami fotovizualinis.
Didumas
© Žinios yra galia
Ptolemėjas ir Almagestas
Pirmasis bandymas sudaryti žvaigždžių katalogą, remiantis jų šviesumo laipsnio principu, buvo atliktas Graikijos astronomas Hiparchas iš Nikėjos II amžiuje prieš Kristų. Tarp daugybės jo darbų (deja, beveik visi jie prarasti) pasirodė "Žvaigždžių katalogas", kuriame yra 850 žvaigždžių, suskirstytų pagal koordinates ir šviesumą, aprašymas. Hiparcho, kuris, be to, atrado precesijos reiškinį, surinkti duomenys buvo apdoroti ir gauti tolesnė plėtra dėka Klaudijaus Ptolemėjaus iš Aleksandrijos (Egiptas) II a. AD Jis sukūrė fundamentalų opusą "Almagestas" trylikoje knygų. Ptolemėjus surinko visas to meto astronomines žinias, jas klasifikavo ir pateikė prieinama ir suprantama forma. „Almagest“ taip pat įtraukė žvaigždžių katalogą. Jis buvo pagrįstas Hiparcho prieš keturis šimtmečius atliktais stebėjimais. Tačiau Ptolemėjaus „Žvaigždžių kataloge“ jau buvo apie tūkstantis daugiau žvaigždžių.
Ptolemėjo katalogas beveik visur buvo naudojamas tūkstantmetį. Jis žvaigždes suskirstė į šešias klases pagal šviesumo laipsnį: ryškiausios buvo priskirtos pirmai klasei, mažiau ryškios – antrajai ir t.t. Šeštoje klasėje yra žvaigždės, kurios vos matomos plika akimi. Terminas „dangaus kūnų liuminescencijos galia“ arba „ dydžio“, ir šiandien naudojamas dangaus kūnų, ne tik žvaigždžių, bet ir ūkų, galaktikų ir kitų dangaus reiškinių ryškumo matui nustatyti.
Žvaigždės ryškumas ir vizualinis dydis
Žvelgiant į žvaigždėtas dangus, galite pastebėti, kad žvaigždės skiriasi savo ryškumu arba tariamu ryškumu. Ryškiausios žvaigždės vadinamos 1-ojo dydžio žvaigždėmis; tos žvaigždės, kurių ryškumas yra 2,5 karto silpnesnis nei 1-ojo dydžio žvaigždės, turi 2-ąjį dydį. Trečiojo didumo žvaigždės apima tuos iš jų. kurios yra 2,5 karto silpnesnės už 2-ojo didumo žvaigždes ir kt. Silpniausios plika akimi matomos žvaigždės priskiriamos 6-ojo dydžio žvaigždėms. Reikia atsiminti, kad pavadinimas „žvaigždžių dydis“ nurodo ne žvaigždžių dydį, o tik tariamą jų ryškumą.
Iš viso danguje yra 20 ryškiausių žvaigždžių, kurios paprastai vadinamos pirmojo didumo žvaigždėmis. Bet tai nereiškia, kad jie turi tą patį ryškumą. Tiesą sakant, kai kurie iš jų yra šiek tiek ryškesni nei 1-asis dydis, kiti yra šiek tiek blankesni, ir tik vienas iš jų yra lygiai 1-ojo dydžio žvaigždė. Ta pati situacija galioja 2, 3 ir vėlesnių dydžių žvaigždėms. Todėl, norėdami tiksliau nurodyti konkrečios žvaigždės ryškumą, jie naudoja trupmenines vertes. Taigi, pavyzdžiui, tos žvaigždės, kurios savo ryškumu yra viduryje tarp 1 ir 2 dydžių žvaigždžių, laikomos priklausančiomis 1,5 dydžiui. Yra žvaigždžių, kurių dydis yra 1,6; 2,3; 3,4; 5.5 ir kt. Danguje matomos kelios ypač ryškios žvaigždės, kurios savo spindesiu pranoksta 1-ojo dydžio žvaigždžių spindesį. Šioms žvaigždėms nulis ir neigiami dydžiai. Taigi, pavyzdžiui, ryškiausios žvaigždės šiauriniame dangaus pusrutulyje - Vega - yra 0,03 (0,04) dydžio, o ryškiausios žvaigždės - Sirijaus - pietiniame pusrutulyje - minus 1,47 (1,46) ryškiausia žvaigždė Canopus(Canopus yra Karinos žvaigždyne. Matomas blizgesysžvaigždžių atėmus 0,72, Canopus šviesumas yra didžiausias iš visų žvaigždžių 700 šviesmečių spinduliu nuo Saulės. Palyginimui, Sirijus yra tik 22 kartus šviesesnis už mūsų Saulę, tačiau jis yra daug arčiau mūsų nei Canopus. Daugeliui žvaigždžių tarp artimiausių Saulės kaimynų Canopus yra ryškiausia žvaigždė danguje.)
Didumas šiuolaikiniame moksle
IN vidurys - 19 d V. anglų astronomas Normanas Pogsonas patobulino nuo Hiparcho ir Ptolemėjo laikų gyvavusį žvaigždžių klasifikavimo būdą, pagrįstą šviesumo principu. Pogsonas atsižvelgė į tai, kad dviejų klasių šviesumo skirtumas yra 2,5 (pavyzdžiui, trečios klasės žvaigždės šviesos intensyvumas yra 2,5 karto didesnis nei ketvirtos klasės žvaigždės). Pogsonas pristatė naują skalę, pagal kurią skirtumas tarp pirmos ir šeštos klasės žvaigždžių yra 100:1 (5 dydžių skirtumas atitinka žvaigždžių ryškumo pokytį 100 kartų). Taigi kiekvienos klasės šviesumo skirtumas yra ne 2,5, o 2,512-1.
Anglų astronomo sukurta sistema leido išlaikyti esamą skalę (skirstymas į šešias klases), tačiau suteikė maksimalų matematinį tikslumą. Pirmiausia buvo pasirinktas dydžių sistemos nulinis taškas Šiaurės žvaigždė, jo dydis pagal Ptolemėjo sistemą buvo nustatytas 2,12. Vėliau, kai paaiškėjo, kad Šiaurinė žvaigždė yra kintamoji žvaigždė, žvaigždės su pastoviomis charakteristikomis buvo sąlyginai priskirtos nulinio taško vaidmeniui. Tobulėjant technologijoms ir įrangai, mokslininkai galėjo tiksliau nustatyti žvaigždžių dydžius: iki dešimtųjų, o vėliau ir iki šimtųjų vienetų.
Ryšys tarp tariamų žvaigždžių dydžių išreiškiamas Pogsono formule: m 2 -m 1 =-2,5 log(E 2 /E 1) .
Žvaigždžių, kurių regimasis dydis didesnis nei L, skaičius n
L | n | L | n | L | n |
| 1 | 13 | 8 | 4.2*10 4 | 15 | 3.2*10 7 |
| 2 | 40 | 9 | 1.25*10 5 | 16 | 7.1*10 7 |
| 3 | 100 | 10 | 3.5*10 5 | 17 | 1.5*10 8 |
| 4 | 500 | 11 | 9*10 5 | 18 | 3*10 8 |
| 5 | 1.6*10 3 | 12 | 2.3*10 6 | 19 | 5.5*10 8 |
| 6 | 4.8*10 3 | 13 | 5.7*10 6 | 20 | 10 9 |
| 7 | 1.5*10 4 | 14 | 1.4*10 7 | 21 | 2*10 9 |
Santykinis ir absoliutus dydis
Žvaigždžių dydis, išmatuotas naudojant specialius teleskope sumontuotus instrumentus (fotometrus), parodo, kiek žvaigždės šviesos pasiekia stebėtoją Žemėje. Šviesa nukeliauja atstumą nuo žvaigždės iki mūsų, ir atitinkamai kuo toliau žvaigždė, tuo ji atrodo silpnesnė. Kitaip tariant, tai, kad žvaigždžių ryškumas skiriasi, dar nesuteikia visos informacijos apie žvaigždę. Labai ryški žvaigždė gali turėti didelį šviesumą, bet būti labai toli, todėl jos dydis yra labai didelis. Siekiant palyginti žvaigždžių ryškumą, neatsižvelgiant į jų atstumą nuo Žemės, buvo pristatyta koncepcija "absoliutus dydis". Norėdami nustatyti absoliutų dydį, turite žinoti atstumą iki žvaigždės. Absoliutus dydis M apibūdina žvaigždės ryškumą 10 parsekų atstumu nuo stebėtojo. (1 parsekas = 3,26 šviesmečio.). Ryšys tarp absoliutaus dydžio M, tariamo dydžio m ir atstumo iki žvaigždės R parsekais: M = m + 5 – 5 log R.
Palyginti arti esančioms žvaigždėms, nutolusioms ne didesniu kaip kelių dešimčių parsekų atstumu, atstumas nustatomas pagal paralaksą jau du šimtus metų žinomu būdu. Šiuo atveju matuojami nereikšmingi žvaigždžių kampiniai poslinkiai, kai jos stebimos iš skirtingų žemės orbitos taškų, tai yra skirtingu metų laiku. Net ir artimiausių žvaigždžių paralaksai yra mažesni už 1". Paralakso sąvoka siejama su vieno iš pagrindinių astronomijos vienetų pavadinimu - parsekas. Parsekas yra atstumas iki įsivaizduojamos žvaigždės, kurios metinis paralaksas lygus 1".