Скалата на разстоянията в астрономията в последна сметка се опира на стойността на астрономическата единица — разстоянието между Земята и Слънцето. Ето защо ние ще разкажем накратко за методите за определянето на тази величина.
Най-старият метод е определянето на денонощния паралакс на Слънцето и планетите. Като наблюдаваме Слънцето при изгрев и в залез, ние гледаме към него от различни точки в пространството; по разликата в неговите небесни координати може да се определи разстоянието до него. Задачата се свежда до решаването на един триъгълник, на който е известна основата и двата прилежащи ъгъла, които, разбира се, са много близки до 90°.
На пръв поглед изглежда, че е най-просто да се измери пара-лактичното преместване на Слънцето по небесната сфера непосредствено, при наблюдението му от две различни точки от земната повърхност. Очевидно е, че то ще бъде най-голямо при измерване на различните положения на Слънцето върху небето от две точки, намиращи се на двата края на един земен диаметър. Но дори и този ъгъл е много малък — само около 18″. Освен това поради голямата яркост на Слънцето и поради нагряването от него на инструмента, а и поради невидимостта на звездите през деня тези измервания са много неточни. Ето защо още преди три века е бил предложен друг метод. Той се базира на това, че относителните разстояния между телата в Слънчевата система, изразени в части от разстоянието между Земята и Слънцето, са добре известни. Те могат да се определят по третия закон на Кеплер, който гласи, че квадратите на времената за обикалянето на планетите около Слънцето се отнасят помежду си, както кубовете на големите полюси на техните орбити; при това за единици се използуват годината и разстоянието от Земята до Слънцето. Орбиталните периоди и взаимното разположение на планетите по техните орбити лесно се определят от наблюдения, така че винаги може да се нарисува точният план на Слънчевата система за който и да е момент. Достатъчно е да се определи разстоянието между кои да са две тела в нея, за да се получи мащабът на плана, а по този начин — и астрономическата единица. Положението на планетите може да се измери много по-точно, отколкото положението на Слънцето, защото това може да се прави нощем, по отношение на «неподвижните» звезди. Този, както и други „астрономически“, тук направо ще кажем, че всички те сега представляват’само исторически интерес.
Измерванията, извършени в Русия, САЩ и Англия, вече отдавна дадоха за разстоянието до Слънцето 149 600 000 км, на което съответствува стойност на паралакса на Слънцето 8 ,7940. Тази точност е напълно достатъчна за нуждите на астрономията, но даже тя би трябвало още да се повиши за потребностите на космонавтиката. (Ако при пресмятането на траекториите на нашите автоматични станции, които се спускаха на Венера, бе използвана стойността на астрономическата единица, получена само с астрономически методи,то това би могло да доведе до отклонение, равно на три пъти радиуса на Венера.) Изследвания извършените в САЩ радиолокационни наблюдения на Венера и Марс и данните от оптичните наблюдения дават за астрономичеката единица стойността 149597 870, 5 ± 1,6 км. За получаването на тази фантастична точност се наложи да се вземат под внимание най-новите определяния на скоростта на светлината.
Разстоянието от Земята до Слънцето служи за базис при определянето на годишният ригонометричен паралакс на звездите, т. е. на ъгъла, под който от една звезда се вижда радиусът на земната орбита. Положението на звездите по небесната сфера би трябвало вследствие обикалянето на Земята около Слънцето да се изменя с период от една година и още на Коперник му е било ясно, че откриването на това паралактично преместване на звездите би било най-нагледното доказателство за движението на Земята около Слънцето. Напразно обаче ослепелият Галилей чакал учениците му да открият това преместване. При търсенето на паралакса англичанинът Джон Брадли през 1728 г. е открил аберацията на светлината (което също може да служи като доказателство за обикалянето на Земята около Слънцето), а след това и нутацията, годишният паралакс на звездите обаче бил открит едва през 1837 — 1840 г. почти едновременно в Русия, Германия и Африка. Този път било измервано не абсолютното изменение на координатите на звездата, а нейното преместване по отношение на по-слаби и следователно, средно взето, по-далечни звезди (метод, предложен още от Галилей),което може да се измери по- точно.Разбира се, да се разчита на успех е било възможно само в случай, че за измерването на паралакса наистина са избрани достатъчно близки звезди. В. Струве в Дерпт (сега Тарту) е избрал Вега поради нейния голям блясък, Бесел в Кьонигсберг — звездата 61 от Лебед поради нейното голямо собствено движение, а Хендерсон на нос Добра надежда — а от Кентавър, която едновременно е и светла, и има голямо собствено движение. Пръв получил резултат Струве. Изборът на Хендерсон се оказал най-добър: сега знаем, че ярките звезди могат да бъдат и свръх-гиганти, намиращи се на много големи разстояния. Звезда с паралакс, по-голям от паралакса на а от Кентавър, не е открита и досега. Тази звезда е най-близката до нас.
Определянето на паралакса на звездите е второто или третото по значение събитие в историята па астрономията. То доказа, че звездите са далечни слънца, светещи така слабо само поради безкрайната си отдалеченост.
Ако годишният паралакс на една звезда е известен, то разстоянието до нея г елесно да се определи.
Тук а е разстоянието от Земята до Слънцето — астрономическата единица (а. е.). Паралаксът не надвишава 1″ и синусът на малкия ъгъл може да се замени със самия ъгъл в радиани:
Ясно е обаче, че е много неудобно да се изразяват гигантските звездни разстояния в километри. Много малко по-добра е и астрономическата единица. В звездната астрономия общоприета единица за разстояние е парсекът (пс) — име, което е съставено от две думи: паралакс и секунда. Тя е била предложена през 1912 г. от X. Търнър, един от създателите на фотографската астрометрия. На разстояние 1 пс се намира звезда, чийто паралакс е равен на 1 секунда. В парсеци разстоянието се изразява много лесно чрез паралакса:
От определението следва, че 1 пс = 206 265 а. е. = 3, 08.1016 м.
Килопар Секът (кпс) е равен на 1000 пс, 1000 кпс = 1 мегапарсек (мпс).Светлинната година се употребява изключително в полярната литература: 1 пс =3, 259 св. г. Най-близката звезда — а от Кентавър — се намира на разстояние 1, 32 пс и нейният паралакс е равен на 0″,75.
Всъщност най-близката до нас звезда е третата компонента на тройната система а от Кентавър. Тя така се и нарича — Проксима („Най-близка“) от Кентавър.Светлата жълта звезда а от Кентавър е трета по блясък на земното небе (след Сириус и Канопус; рядко се употребява друго нейно име — Ригел от Кентавър, т.е. Кракът на Кентавъра) и в същност се състои от две компоненти, намиращи се на разстояние една от друга 18″. Едната от тях е като близнак на Слънцето, а другата — по-червеникава и по-слаба. На разстояние, равно на почти два градуса от тази двойка, има много червена слаба звездичка от 11-а величина. Тя участва в движението на системата а от Кентавър и може би обикаля около нея с период десетки хиляди години. И тъкмо тази Звездица е с 0, 01 парсек по-близо до нас, отколкото а от Кентавър.Съвременната техника за определяне на паралаксите е разработена предимно от Я. Каптейн и Ф. Шлезингер в началото на нашия век. В продължение на няколко години с дълго фокусен астрограф получават една-две дузини снимки и с помощта на измерителни машини намират преместването на изучаваната звезда по отношение на по-слаби и следователно средно по-отдалечени звезди. Ако все пак сред тях се случи някоя близка звезда, която също има голям паралакс, това се открива при решаването на уравненията; такава звезда се изключва и решаването се повтаря. Обикновената точност при определянето на паралакса е 0″,01. С цената на извънредно голяма изобретателност(автоматично измерване, специално подбиране на епохите на снимките, увеличаване на броя на опорните зведи) в последно време тази грешка е сведена до 0″,004 — 0″,005. Досега най-добрата точност дават големите астрографи; рефлекторите, които са по-капризни, им отстъпват в това отношение.
Сега са известни тригонометричните паралакси на около шест хиляди звезди, намиращи се на не повече от 100 пс от Слънцето, но даже до разстояние 20 пс са познати паралаксите само на 1050 звезди, което е не повече от 25% от вероятния техен брой. За да се намерят останалите, трябва да се търсят звезди с голямособствено движение.
Сто парсека представляват само една стотна част от разстоянието до центъра наГалактиката. Геометричните методи обаче вършат работа и на значително по-големиразстояния. Един от тях използва преместването на Слънцето в пространството, което води до бавно изменение на координатите на звездите. Само за достатъчноголяма група звезди е възможно да се различи това преместване измеждуизмененията, предизвикани от хаотичното движение на самите звезди впространството. Ясно е, че този среден, или наричан още статистически паралакссе определя най-точно, ако такава една група от звезди се намира на разстояниеоколо 90° от апекса — точката от небесната сфера, към която е насоченодвижението на Слънцето.
Също така може да се използва и обстоятелството, че собственото движение —преместването на една звезда по небесната сфера за една година (измервано вдъгови секунди за година), и радиалната скорост (измервана в километри засекунда), средно взето, са еквивалентни величини (след като бъде взето подвнимание влиянието на движението на Слънцето върху тях), тъй като във всичкинаправления средните пространствени скорости на една група звезди са еднакви.Като приравним собственото движение и радиалната скорост, получаваме
откъдето може да се определи паралаксът те. Тук uг е скоростта по зрителниялъч, ut — скоростта по перпендикулярно на зрителния лъч направление (и двете вкм/с), а y — собственото движение (в 7г.).
По тези начини може да се определя средното разстояние на групи от звезди, отдалечени на разстояние до 1 — 2 кпс. Времето работи за нас и нашите потомци ще бъдат в много по-добро положение: точността на определянето на собствените движения записи от разликата в епохите — интервалът от време между снимките, по които те се измерват. Това се отнася не само до средните паралакси, но и до други проблеми, като например проверката па това, дали звездните асоциации се разширяват, което може да се види по собствените движения. Цената на снимките на небето расте с всяка измината година. Трудът на астрометристите, който понякога изглежда рутинен, заслужава най-голямо уважение;
ти създава фундамента на скалата на междузвездните и между гaлактически те разстояния, а едно здание, което расте непрекъснато във височина, постоянно се нуждае от укрепване на фундамента и възможностите в това отношение далеч не са изчерпани. Астрометрията ще бъде винаги нужна. Един от създателите на теориятаза еволюцията на звездите, М. Шварцшилд, казва: „Цялата моя работа би била практически невъзможна, ако липсваше фундаментът, създаван от резултатите на астрометрията.“
Нови хоризонти открива в астрометрията приложението на методите на радио астрономията. Радио интерферометрите със свръх дълги бази дори сега вече дават възможност да се определят координатите понякога с точност, която с порядък превишава възможностите на оптическите методи. Не след много време радио наблюденията на квазари и галактики ще даде възможност да бъде създадена нова координатна система, която да бъде достъпна за наблюдения в каквото и да е метеорологично време и по всяко време на денонощието; звездите, чието излъчване и в радио диапазона е вече фиксирано ( в от Персей, в от Лира и др.) ще да дат възможност тази система да бъде привързана към старата, оптичната.
Грандиозни перспективи ще се открият пред астрометрията с усвояването, на около слънчевото пространство. Така например измерването на паралаксите на звездите от орбитата на Юпитер ще даде възможност стократно да се увеличи броят на звездите с точно определени разстояния.
