Paralaxe estelar - Stellar parallax

A paralaxe estelar é a base do parsec , que é a distância do Sol a um objeto astronômico que tem um ângulo de paralaxe de um segundo de arco . (1 AU e 1 parsec não estão à escala, 1 parsec = ~ 206265 AU)

A paralaxe estelar é a mudança aparente de posição de qualquer estrela próxima (ou outro objeto) contra o fundo de objetos distantes. Criado pelas diferentes posições orbitais da Terra , o deslocamento extremamente pequeno observado é maior em intervalos de tempo de cerca de seis meses, quando a Terra chega em lados opostos do Sol em sua órbita, dando uma distância de linha de base de cerca de duas unidades astronômicas entre as observações. A própria paralaxe é considerada a metade desse máximo, quase equivalente à mudança observacional que ocorreria devido às diferentes posições da Terra e do Sol, uma linha de base de uma unidade astronômica (UA).

A paralaxe estelar é tão difícil de detectar que sua existência foi assunto de muito debate na astronomia por centenas de anos. Friedrich Bessel fez a primeira medição de paralaxe com sucesso em 1838, para a estrela 61 Cygni , usando um heliômetro Fraunhofer no Observatório de Königsberg .

Método paralaxe

Ao longo do ano, a posição de uma estrela S é observada em relação a outras estrelas em sua vizinhança aparente:

Stellar parallax movement.png

Estrelas que pareciam não se mover em relação umas às outras são usadas como pontos de referência para determinar o caminho de S.

O caminho observado é uma elipse: a projeção da órbita da Terra ao redor do Sol através de S no fundo distante de estrelas imóveis. Quanto mais S é removido do eixo orbital da Terra, maior a excentricidade do caminho de S. O centro da elipse corresponde ao ponto onde S seria visto do Sol:

Paralaxe estelar ângulo direito de observação.png

O plano da órbita da Terra está em um ângulo com uma linha do Sol através de S. Os vértices v e v 'da projeção elíptica do caminho de S são projeções das posições da Terra E e E', de modo que uma linha EE 'se cruza a linha Sun-S em um ângulo reto; o triângulo criado pelos pontos E, E 'e S é um triângulo isósceles com a linha Sun-S como seu eixo de simetria.

Quaisquer estrelas que não se moveram entre as observações estão, para fins de precisão da medição, infinitamente distantes. Isso significa que a distância do movimento da Terra em comparação com a distância a essas estrelas infinitamente distantes é, dentro da precisão da medição, 0. Assim, uma linha de visão da primeira posição da Terra E ao vértice v será essencialmente a mesma como uma linha de visão da segunda posição E 'da Terra para o mesmo vértice v, e, portanto, será paralela a ele - impossível de retratar de forma convincente em uma imagem de tamanho limitado:

Uma vez que a linha E'-v 'é uma transversal no mesmo plano (aproximadamente euclidiano) das linhas paralelas Ev e E'-v, segue-se que os ângulos correspondentes de intersecção dessas linhas paralelas com esta transversal são congruentes: o ângulo θ entre linhas de visão Ev e E'-v 'é igual ao ângulo θ entre E'-v e E'-v', que é o ângulo θ entre as posições observadas de S em relação ao seu entorno estelar aparentemente imóvel.

A distância d do Sol a S agora segue de trigonometria simples:

       tan (½θ) = E-Sun / d,

de modo que d = E-Sol / tan (½θ), onde E-Sol é 1 UA.

Quanto mais distante um objeto está, menor é sua paralaxe.

As medidas de paralaxe estelar são fornecidas em unidades minúsculas de segundos de arco , ou mesmo em milésimos de segundos de arco (miliarcsegundos). A unidade de distância parsec é definida como o comprimento da perna de um triângulo retângulo adjacente ao ângulo de um segundo de arco em um vértice , onde a outra perna tem 1 UA de comprimento. Como as paralaxes e distâncias estelares envolvem esses triângulos retângulos finos , uma aproximação trigonométrica conveniente pode ser usada para converter paralaxes (em segundos de arco) em distância (em parsecs). A distância aproximada é simplesmente o recíproco da paralaxe: Por exemplo, Proxima Centauri (a estrela mais próxima da Terra que não o Sol), cuja paralaxe é 0,7685, é 1 / 0,7685 parsecs = 1,301 parsecs (4,24 ly) distante.

Teoria e tentativas iniciais

O heliômetro Dollond do final dos anos 1700

A paralaxe estelar é tão pequena que não foi observada até o século 19, e sua aparente ausência foi usada como um argumento científico contra o heliocentrismo durante o início da era moderna . É evidente a partir de Euclides 's geometria que o efeito seria indetectável se as estrelas estavam longe o suficiente, mas por várias razões, tais distâncias gigantescas envolveu parecia inteiramente plausível: era um dos Tycho Brahe ' principais objeções s para Copérnico heliocentrismo que, para para ser compatível com a falta de paralaxe estelar observável, teria de haver um vazio enorme e improvável entre a órbita de Saturno e a oitava esfera (as estrelas fixas).

James Bradley tentou medir paralaxes estelares pela primeira vez em 1729. O movimento estelar provou ser insignificante demais para seu telescópio , mas ele descobriu a aberração da luz e a nutação do eixo da Terra e catalogou 3.222 estrelas.

Séculos 19 e 20

Heliômetro de Bessel
As lentes divididas do Heliômetro de Bamberg (final do século 19)

A paralaxe estelar é mais frequentemente medida usando paralaxe anual , definida como a diferença na posição de uma estrela vista da Terra e do Sol, ou seja, o ângulo subtendido em uma estrela pelo raio médio da órbita da Terra ao redor do Sol. O parsec (3,26 anos-luz ) é definido como a distância para a qual a paralaxe anual é de 1 segundo de  arco . A paralaxe anual é normalmente medida observando a posição de uma estrela em diferentes épocas do ano, conforme a Terra se move em sua órbita. A medição da paralaxe anual foi a primeira forma confiável de determinar as distâncias às estrelas mais próximas. As primeiras medições bem-sucedidas da paralaxe estelar foram feitas por Friedrich Bessel em 1838 para a estrela 61 Cygni usando um heliômetro .

Sendo muito difícil de medir, apenas cerca de 60 paralaxes estelares foram obtidas até o final do século 19, principalmente pelo uso do micrômetro filar . Astrógrafos usando placas fotográficas astronômicas aceleraram o processo no início do século XX. As máquinas automáticas de medição de placas e a tecnologia de computador mais sofisticada da década de 1960 permitiram uma compilação mais eficiente de catálogos de estrelas . Na década de 1980, os dispositivos de carga acoplada (CCDs) substituíram as placas fotográficas e reduziram as incertezas ópticas a um miliarcsegundo.

A paralaxe estelar continua sendo o padrão para calibrar outros métodos de medição (consulte Escada de distância cósmica ). Cálculos precisos de distância com base na paralaxe estelar requerem uma medição da distância da Terra ao Sol, agora conhecida com uma precisão requintada com base na reflexão de radar da superfície dos planetas.

Os ângulos envolvidos nesses cálculos são muito pequenos e, portanto, difíceis de medir. A estrela mais próxima do Sol (e também a estrela com a maior paralaxe), Proxima Centauri , tem uma paralaxe de 0,7685 ± 0,0002 arcsec. Este ângulo é aproximadamente aquele subtendido por um objeto de 2 centímetros de diâmetro localizado a 5,3 quilômetros de distância.

Um grande heliômetro foi instalado no Observatório Kuffner (em Viena) em 1896 e foi usado para medir a distância a outras estrelas por paralaxe trigonométrica. Em 1910, ele havia calculado 16 distâncias de paralaxe com outras estrelas, de apenas 108 no total conhecido pela ciência na época.

Diagrama de um heliômetro da Encyclopædia Britannica de 1911 , que seria uma vista voltada para as lentes divididas de um heliômetro

Astrometria espacial para paralaxe

A medição de distância estelar de precisão do Hubble foi estendida 10 vezes mais na Via Láctea .

Em 1989, o satélite Hipparcos foi lançado principalmente para obter paralaxes e movimentos próprios de estrelas próximas, aumentando em mil vezes o número de paralaxes estelares medidos com uma precisão de miliarcsegundos. Mesmo assim, o Hipparcos só consegue medir ângulos de paralaxe para estrelas até cerca de 1.600 anos-luz de distância, um pouco mais de um por cento do diâmetro da Via Láctea .

O telescópio Hubble WFC3 agora tem uma precisão de 20 a 40 microarcsegundos, permitindo medições de distâncias confiáveis ​​de até 3.066 parsecs (10.000 ly) para um pequeno número de estrelas. Isso dá mais precisão à escada de distâncias cósmicas e melhora o conhecimento das distâncias no Universo, com base nas dimensões da órbita da Terra.

À medida que as distâncias entre os dois pontos de observação aumentam, o efeito visual da paralaxe também se torna mais visível. NASA 's New Horizons nave espacial realizada a primeira medição de paralaxe interestelar em 22 de Abril de 2010, a tomada de imagens de Proxima Centauri e Lobo 359 em conjunto com observatórios em terra. A proximidade relativa das duas estrelas combinada com a distância de 6,5 bilhões de quilômetros da espaçonave da Terra produziu uma paralaxe discernível de minutos de arco, permitindo que a paralaxe fosse vista visualmente sem instrumentação.

Paralaxe de Proxima Centauri conforme observado em New Horizons and Earth.

A Agência Espacial Europeia 's missão Gaia , lançou dez 2013 19, é esperado para medir ângulos de paralaxe com uma precisão de 10 micro segundos de arco para todas as estrelas moderadamente brilhantes, mapeando assim proximidades estrelas (e potencialmente planetas) até uma distância de dezenas de milhares de anos-luz da Terra. O Data Release 2 em 2018 afirma erros médios para as paralaxes de 15ª magnitude e estrelas mais brilhantes de 20-40 microssegundos.

Rádio astrometria para paralaxe

A interferometria de linha de base muito longa na banda de rádio pode produzir imagens com resoluções angulares de cerca de 1 miliarcsegundo e, portanto, para fontes de rádio brilhantes, a precisão das medições de paralaxe feitas no rádio pode facilmente exceder as de telescópios ópticos como Gaia. Essas medições tendem a ter sensibilidade limitada e precisam ser feitas uma de cada vez, então o trabalho geralmente é feito apenas para fontes como pulsares e binários de raios-X, onde a emissão de rádio é forte em relação à emissão óptica.

Outras linhas de base

Paralaxe estatística

Duas técnicas relacionadas podem determinar as distâncias médias das estrelas modelando os movimentos das estrelas. Ambos são chamados de paralaxes estatísticas, ou individuais denominados paralaxes seculares e paralaxes estatísticas clássicas.

O movimento do Sol através do espaço fornece uma linha de base mais longa que aumentará a precisão das medições de paralaxe, conhecida como paralaxe secular. Para estrelas no disco da Via Láctea, isso corresponde a uma linha de base média de 4 UA por ano, enquanto para estrelas do halo a linha de base é de 40 UA por ano. Depois de várias décadas, a linha de base pode ter ordens de magnitude maiores do que a linha de base Terra-Sol usada para paralaxe tradicional. No entanto, a paralaxe secular introduz um nível mais alto de incerteza porque a velocidade relativa de outras estrelas é uma incógnita adicional. Quando aplicado a amostras de estrelas múltiplas, a incerteza pode ser reduzida; a precisão é inversamente proporcional à raiz quadrada do tamanho da amostra.

As paralaxes e distâncias médias de um grande grupo de estrelas podem ser estimadas a partir de suas velocidades radiais e movimentos adequados . Isso é conhecido como paralaxe estatística clássica. Os movimentos das estrelas são modelados para reproduzir estatisticamente a dispersão da velocidade com base em sua distância.

Outra paralaxe em astronomia

Outros usos do termo paralaxe em astronomia, nenhum dos quais realmente utiliza uma paralaxe, são o método de paralaxe fotométrico , paralaxe espectroscópica e paralaxe dinâmica .

Veja também

Referências

Leitura adicional