별의 시차

별의 시차란 가까운 별(또는 다른 물체)이 멀리 있는 물체를 배경으로 한 명백한 위치 이동입니다.지구의 다른 궤도 위치에 의해 만들어진, 관측된 매우 작은 변화는 지구가 관측치 사이의 기준 거리 약 2 천문 단위의 거리를 제공하면서, 약 6개월의 시간 간격에서 가장 큽니다.시차 자체는 이 최대값의 절반으로 간주되는데, 이는 지구와 태양의 위치가 다르기 때문에 발생할 수 있는 관측 변화(천문단위(AU)의 기준)와 거의 맞먹는다.

별의 시차는 발견하기가 너무 어려워서 그 존재가 수백 년 동안 천문학에서 많은 논쟁의 대상이 되었다.토마스 헨더슨, 프리드리히 게오르크 빌헬름 폰 스트루베, 프리드리히 베셀은 1832-1838년에 센타우루스자리 알파, 베가, 백조자리 61에 대한 시차를 처음으로 성공적으로 측정했습니다.

시차법

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일 년 내내 별 S의 위치는 겉보기 이웃에 있는 다른 별과 비교하여 나타난다.

서로 상대적으로 움직이지 않는 것처럼 보이는 별은 S의 경로를 결정하기 위한 기준점으로 사용됩니다.

관측된 경로는 타원형입니다. 즉, S를 통해 태양 주위를 도는 지구의 궤도를 움직이지 않는 별의 먼 배경에 투영하는 것입니다.S가 지구의 궤도 축에서 멀어질수록 S 경로의 이심률은 커집니다.타원의 중심은 태양에서 S를 볼 수 있는 점에 해당합니다.

지구 궤도의 평면은 태양에서 S까지의 선에 대해 기울어져 있다.S 경로의 타원 투영 중 꼭지점 v와 v'는 E-E'가 Sun-S와 직각으로 교차하도록 지구 E와 E'의 위치를 투영한 것이며, E, E'와 S에 의해 생성된 삼각형은 Sun-S를 대칭 축으로 하는 이등변 삼각형이다.

관측치 간에 이동하지 않은 별은 측정의 정확성을 위해 무한히 멀리 떨어져 있습니다.즉, 무한히 멀리 있는 별까지의 거리 대비 지구의 이동 거리는 측정 정확도 범위 내에서 0입니다.따라서 지구의 첫 번째 위치 E에서 정점 v까지의 시선은 기본적으로 지구의 두 번째 위치 E'에서 동일한 정점 v'까지의 시선과 동일하며, 따라서 이와 평행하게 달리게 됩니다. 제한된 크기의 이미지에서 설득력 있게 묘사하는 것은 불가능합니다.

직선 E'-v'는 평행선 E-v 및 E'-v'와 같은 (대략 유클리드) 평면 내의 횡단이기 때문에, 이 횡단선과 평행선의 교차각은 일치한다. 즉, 시선 E-v와 E'-V' 사이의 각도 θ는 e-V'와 같다.en은 움직이지 않는 것처럼 보이는 항성 주위를 기준으로 S의 위치를 관찰했다.

이제 태양에서 S까지의 거리 d는 단순한 삼각법에서 따랐습니다.

tan(소재) = E-Sun / d,

따라서 d = E-Sun / tan(tan)(여기서 E-Sun은 1AU)이 됩니다.

물체가 멀리 있을수록 시차는 작아진다.

별의 시차 측정값은 초단위가 아주 작거나 심지어 천분의 1초(밀리초)로 표시됩니다.거리 단위 파섹은 한 정점에서 1초 각도에 인접한 직각 삼각형의 다리 길이로 정의되며, 다른 쪽 다리는 1AU입니다.별의 시차 및 거리는 모두 이러한 얇은 직각 삼각형을 포함하므로 편리한 삼각근사를 사용하여 시차(아크초 단위)를 거리(파초 단위)로 변환할 수 있습니다.대략적인 거리는 단순히 시차의 역수이다: $d{\displaystyle \text{(pc)}11}$ / p (${\displaystyle \text{160sec}).}$({ $displaystyle dtexttext{$ ($pc)}}\approxima$Sentury{ ($160sec)}}.$ 예를$$ 들어, 시차가 0.7685, 1/85sec인 프록시마 센타우루스자리이다.

초기 이론과 시도

별의 시차는 너무 작아서 19세기까지는 관측할 수 없었으며, 그것의 명백한 부재는 근대 초기 태양중심주의에 반대하는 과학적 주장으로 사용되었다.유클리드의 기하학에서 별들이 충분히 멀리 떨어져 있다면 그 효과가 감지되지 않을 것이라는 것은 분명하지만, 여러 가지 이유로, 그와 관련된 그러한 거대한 거리는 완전히 불가능해 보였다: 그것이 관측할 수 있는 별의 시차가 없다는 코페르니쿠스 태양중심론에 대한 티코 브라헤의 주요 반대 중 하나였다.토성의 궤도와 8구(고정별)^[2] 사이에 거대하고 있을 것 같지 않은 보이드가 존재해야 한다.

제임스 브래들리는 1729년에 처음으로 별의 시차를 측정하려고 했다.별의 움직임은 망원경에 비해 너무 미미했지만, 그는 빛의 이상과^[3] 지구축의 자성을 발견했고, 3,222개의 별을 목록화했다.

19세기와 20세기

별의 시차는 지구와 태양에서 볼 수 있는 별의 위치 차이, 즉 태양 주위를 도는 지구 궤도의 평균 반지름에 의해 항성에 기울어진 각도로 정의되는 연간 시차를 사용하여 가장 자주 측정됩니다.파섹(3.26광년)은 연간 시차가 1초인 거리로 정의된다.연간 시차는 보통 지구가 궤도를 따라 이동할 때 1년 중 다른 시간에 별의 위치를 관찰함으로써 측정된다.

이러한 계산에 포함되는 각도는 매우 작기 때문에 측정이 어렵다.태양에서 가장 가까운 별(그리고 시차가 가장 큰 별이기도 한)인 프록시마 센타우리의 시차는 0.7685 ± 0.0002 ^[1]초입니다.이 각도는 직경 2cm의 물체가 5.3km 떨어진 곳과 거의 같은 각도입니다.

연간 시차 측정은 가장 가까운 별까지의 거리를 측정할 수 있는 첫 번째 신뢰할 수 있는 방법이었다.19세기^th 2/4분기에 기술적 진보는 별의 시차를 측정하기에 충분한 정확도와 정밀도를 제공하는 수준에 도달했다.첫 번째 우주 경쟁이 시작되었다.최초의 성공적인 별의 시차 측정은 1832-1833년 남아프리카 케이프타운에서 토마스 헨더슨에 의해 이루어졌으며, 그는 그곳에서 가장 가까운 별들 중 하나인 ^[4][5]센타우리의 시차를 측정했습니다.몇 년 후(1835-1836년) 도르파트(현재의 타르투) 대학 천문대에서 프리드리히 게오르크 빌헬름 폰 스트루브를 따라갔고, 그는 베가의 거리를 측정하여 ^[6]1837년에 그의 결과를 발표했다.스트루베의 친구인 프리드리히 베셀은 1837-1838년 쾨니히스베르크 천문대에서 태양계를 이용해 백조자리 61을 대상으로 강도 높은 관측 캠페인을 벌여 1838년 ^[7][8]결과를 발표했다.헨더슨은 남아프리카에서 돌아온 후 1839년에 결과를 발표했습니다.

이 세 가지 결과 중 두 가지는 당시 최고의 기구(Struve가 사용한 Fraunhofer 대굴절기 및 Bessel이 사용한 Fraunhofer 태양계)로 측정되었으며,^[9] 이는 역사상 최초로 항성에 대한 신뢰할 수 있는 거리 척도를 확립한 결과입니다.

1896년 쿠프너 천문대(빈)에 설치된 대형 일광계는 삼각 ^[10]시차로 다른 별과의 거리를 측정하는 데 사용되었다.1910년까지 그것은 다른 별들에 대한 16개의 시차 거리를 계산했고,^[10] 그 당시 과학에 알려진 총 108개 중 오직 16개만 계산했다.

측정이 매우 어려웠기 때문에, 19세기 말까지 약 60개의 별의 시차만 얻었는데, 대부분 필라 마이크로미터를 사용했다.천문 사진판을 이용한 천체 촬영은 20세기 초에 그 과정을 가속화했다.1960년대의 자동화된 플레이트 측정^[11] 기계와 더 정교한 컴퓨터 기술은 스타 카탈로그를 보다 효율적으로 편집할 수 있게 했다.1980년대에 CCD(Charge-Coupled Device)는 사진 플레이트를 대체하여 광학적 불확실성을 1밀리초까지 ^{[citation needed]}줄였습니다.

별의 시차는 다른 측정 방법을 보정하기 위한 표준으로 남아 있습니다(우주 거리 사다리 참조).별의 시차를 바탕으로 정확한 거리를 계산하려면 지구에서 태양까지의 거리를 측정해야 하는데,^[12] 지금은 행성 표면에서 레이더 반사에 기초한 정교한 정확도로 알려져 있다.

시차를 위한 공간 측성

1989년 히파르코스 위성은 주로 주변 별들의 시차와 적절한 움직임을 얻기 위해 발사되었고, 밀리초 단위로 측정된 별의 시차의 수를 1,000배로 증가시켰다.그럼에도 불구하고, 히파르코스는 약 1,600광년 떨어진 별에 대한 시차 각도를 측정할 수 있는데, 이는 우리 은하 지름의 1%가 조금 넘는 것입니다.

허블 망원경 WFC3는 현재 20~40마이크로 아크초의 정밀도를 가지고 있으며, 소수의 ^[14]별에 대해 최대 3,066파섹(1,000ly)의 안정적인 거리 측정이 가능합니다.이것은 우주 거리 사다리에 더 정확한 정보를 제공하고 지구 궤도의 치수에 기초하여 우주의 거리에 대한 지식을 향상시킵니다.

두 관측점 사이의 거리가 늘어날수록 시차의 시각적 효과도 더 잘 보입니다.NASA의 뉴 호라이즌스 우주선은 2020년 4월 22일 지구에 있는 관측소와 함께 프록시마 센타우리와 울프 359의 이미지를 촬영하여 최초의 성간 시차를 측정했다.두 별이 지구에서 65억 킬로미터(약 43 AU) 떨어진 거리에 상대적으로 가깝기 때문에 ^[15]시차를 측정기 없이도 시각적으로 볼 수 있는 눈에 띄는 시차를 산출했습니다.

2013년 12월 19일 발사된 유럽우주국의 가이아 미션은 중간 정도의 밝기를 가진 모든 별에 대해 시차 각도를 10마이크로초의 정확도로 측정하여 가까운 별(및 잠재적으로 행성)을 ^[16]지구에서 수만 광년 떨어진 거리에 매핑할 것으로 예상된다.2018년 데이터 발표 2는 15등급의 시차 및 20~^[17]40마이크로아크초의 밝은 별에 대한 오차를 의미한다.

시차 무선 측위법

무선 대역의 매우 긴 베이스라인 간섭계는 약 1밀리초(milliarcsecond)의 각도 분해능을 가진 이미지를 생성할 수 있으며, 따라서 밝은 무선 소스의 경우 무선에서 이루어지는 시차 측정의 정밀도는 Gaia와 같은 광학 망원경의 정밀도를 쉽게^{[dubious – discuss]} 초과할 수 있다.이러한 측정은 감도가 제한되는 경향이 있으며 한 번에 하나씩 수행해야 하므로, 작업은 일반적으로 ^{[citation needed]}광학적 방출에 비해 전파 방출이 강한 펄스나 X선 쌍성과 같은 선원에 대해서만 수행됩니다.

기타 기준선

통계 시차

두 가지 관련 기술은 별의 움직임을 모델링함으로써 별의 평균 거리를 결정할 수 있다.둘 다 통계 시차 또는 개별적으로 영속 시차 및 고전 통계 시차라고 불립니다.

영속 시차

공간을 통과하는 태양의 움직임은 장기 시차 측정의 정확도를 높일 수 있는 더 긴 기준선을 제공합니다.우리 은하 원반의 별의 경우 이는 연평균 4AU의 기준선에 해당하는 반면, 헤일로 별의 경우 연간 40AU의 기준선에 해당합니다.수십 년 후 기준선은 기존 시차에 사용된 지구-태양 기준선보다 훨씬 큰 크기가 될 수 있다.그러나 다른 별들의 상대적인 속도는 추가로 알려지지 않았기 때문에 시차가 오래 지속되면 더 높은 수준의 불확실성이 발생한다.여러 별의 표본에 적용하면 불확실성을 줄일 수 있습니다. 정밀도는 표본 ^[18]크기의 제곱근에 반비례합니다.

고전 통계 시차

큰 별 그룹의 평균 시차와 거리는 반지름 속도와 적절한 운동으로 추정할 수 있습니다.이것은 고전적인 통계 시차로 알려져 있습니다.별들의 움직임은 거리에 ^[18][19]따라 속도 분산을 통계적으로 재현하기 위해 모델링된다.

천문학의 기타 시차

실제로 기하학적 시차를 사용하지 않는 천문학에서 시차라는 용어의 다른 용도는 광도 시차법, 분광 시차, 동적 시차(시각적 이원성에 사용됨)이다.

「 」를 참조해 주세요.

• 외관상 장소
• TAU (우주선) (시차를 사용했을 것으로 생각되는 버려진 우주 임무 프로젝트)

레퍼런스

추가 정보

• Dyson, F. W. (1915). "Measurement of the distances of the stars". The Observatory. 38: 292. Bibcode:1915Obs....38..292D.