> Энциклопедический словарь Гранат, страница 345 > Параллакс

Параллакс

Параллакс. П-ом в общем смысле слова (или параллактическим смещением) наз. неодинаковость направлений, по которым один и тот же предмет С виден из двух различных точек А и В, а также и самая величина разности между направлениями от А к С и от В к С, т. е., иными словами, угол между СА и СВ—угол, под которым из С видна прямая АВ. Но трудно видеть, что величина этого угла зависит как от расстояния между С и- А (чем это расстояние больше, тем угол АСВ—П.—меньше, и наоборот), так и от взаимного положения точек А и В: чем расстояние В от прямой АС меньше, тем и П. меньше; когда В лежит на прямой АС, П. — нуль. Идея П. находит себе обширное применение в астрономии. Вследствие П. наблюдатели, находящиеся в различных точках земли, видят каждое светило не по одному и тому же направлению; разница между этими направлениями для различных светил различна вследствие различия в расстояниях их от земли: для звезд эта разница ничтожно мала, для тел же солнечной системы весьма заметна, может быть определена и принята, где нужно, во внимание. Вследствие П. наблюдатель, находящийся в какой-либо точке земной поверхности, видит светила но совсем по тому направлению, по какому онп видны из центра земли,—той точки, для которой даются видимия положения светил в астрономических календарях. Эта разница между направлением, по которому светило видит наблюдатель на земной поверхности (назовем его видимым местом светила), и направлением, по которому светило видно из центра земли (геоцентрическое м. св.), зависит от высоты светила над горизонтом наблюдателя. Эта разница тем больше, чем меньше высота, и пропорциональна косинусу высоты; когда светило находится в горизонте, разница между видимым и геоцентрическим местом светила— наибольшая и равна т. наз. горизонтальному П. светила; для различных мест земной поверхности гориз. П. светила неодинаков, т. к. расстояния различных мест земной поверхности от центра земли не одинаковы; наибольший гориз. П. имеет место на экваторе; его величина в этом случае наз. экваториальным горизонтальным П-ом светила. Экват. гориз. П. светила ость, след., угол, под которым виден радиус земного экватора из центра светила, когда оно находится на горизонте соответственной точки земного экватора. Экват. гориз. П. связан с расстоянием светила от центра земли соотношением: раЗст. светила отрадиус земн. экват.

центра земли=синус экват. гориз. д.

Отсюда видно, что, зная экват. гориз. П. светила, можно определить его расстояние от земли, выразив его в радиусах земного экватора, а т. к. длина последнего в линейных мерах известна (смотрите XIII. 267), то и расстояние светила от земли можно выразить в линейных мерах. Так именно и поступает астроном: он определяет экват. гориз. П. светила и потом выясняет расстояние его от земли. Самое определение экват. гориз. ГИ. приводится к одновременному по возможности наблюдению видимых мест светила па небе из различных, по возможности далеко отстоящих друг от друга, мест земной поверхности. Из неодинаковости наблюденных мест, которая именно и зависит от П., вычисляется и самая величина П. Так, иапр., определяется П. луны. Что касается ГИ. солнца, то он по трудности наблюдения солнца определяется окольным путем; дело в том, что из наблюдений видимых движений планет возможно определить их орбиты вокруг солнца и выразитьзатем взаимное расстояние любых планет в любой момент времени, принимая за единицу измерений среднее расстояние земли от солнца; так что, например, можно знать, что в определенный момент расстояние Марса от земли равняется, скажем, половине среднего расстояния земли от солнца; теперь, если наблюдатели определят посредством наблюдений Марса из разных точек земли П. Марса и, след., ого расстояние от земли в этот момент, то и среднее расстояние земли от солнца будет известно: нужно лишь удвоить полученное расстояние Марса от земли. Так как определение П. светила посредством наблюдения его из разных мест тем точнее, чем этот П. больше, т. е. чем светило ближе к земле, то подобные наблюдения производятся именно над ближайшими к земле планетами (Марс, малия планеты, Венера) и притом в те эпохи, когда оне находятся всего ближе к земле. Для наблюдений Венеры пользуются прохождениями ея через диск солнца. В этом случае наблюдается из разных мест земли расположение видимого пути планеты относительно центра диска солнца. Разница в расположении этих видимых путей происходит от разницы в П-ах солнца и Венеры в это время, и, определив эту разницу, молено затем найти и П. солнца. Однако, как показал опыт, наблюдения Марса около времени противостояния, и особенно малых планет, дают гораздо более точные величины П. солнца; именно из наблюдений малых планет, в особенности близко подходящого к земле Эрота, определена наиболее точная в настоящее время величина П. солнца=8“.805. К звездам такой способ определения расстояний невозможно применить вследствие ничтожной величины их гориз. П.; к ним применяется та ясс идея иначе, именно: определяется видимое место звезды на небесном своде в различные дни года, когда, след., земля находится в различных точках своей орбиты около солнца; вследствие громадного расстояния между, например, противополоншымн точками ея орбиты изменение направления, по ко-

205 Параллактическая установка—Параллельные круги.

торому видна звезда, происходит в таких пределах, что оно уже может (хотя все-таки лишь в немногих случаях, для более близких к солнечной системе звезд) быть измерено с помощью современных астрономических инструментов; угол, под которым от звезды виден радиус земной орбиты, перпендикулярный к направлению от звезды к солнечной системе, наз. годичным П-м этой звезды; двойная величина его есть наибольшая разница между крайними направлениями, но которым бывает видна звезда с земли в течение года (смотрите звезды, XXI, 27/29). Некоторые числовия данныя: П. солнца при среднем расстоянии его от земли по последним исследова-ниямъ=8“ 80, след., это среднее расстоя-

Пие=радиео экват-=23.440 рад. земного экв.=149,5 миллионов километров; П. Марса при кратчайшем взаимном расстоянии его от земли=24“; П. луны при среди, расст. ея от земли=57 2“, след., это среди. расст.=60,28 рад. земн. экв.=384,5 тыс. килом. С. Блажко.