Определение расстояний до ближайших звезд.
Вследствие годичного движения Земли по орбите близкие звезды немного перемещаются относительно далеких "неподвижных" звезд. За год такая звезда описывает на небесной сфере малый эллипс, размеры которого тем меньше, чем дальше звезда. В угловой мере большая полуось этого эллипса приблизительно равна величине макс. угла, под каким со звезды видна 1 а.е. (большая полуось земной орбиты), перпендикулярная направлению на звезду. Этот угол (), называемый годичным или тригонометрическим параллаксом звезды, служит для измерения расстояния до нее на основе тригонометрических соотношений между сторонами и углами треугольника ЗСА, в к-том известен угол и базис - большая полуось земной орбиты (рис. 2).
Расстояние r до звезды, определяемое по величине ее тригонометрического параллакса , равно:
(а.е.), (5)
где параллакс выражен в угловых секундах.
Рис. 2. Определение расстояния до звезды А по ее
видимому годичному перемещению на небесной сфере,
вызванному движением Земли по орбите; - параллакс
звезды А, С - Солнце, З - Земля, расстояние между
ними равно 1 а.е.
Для удобства определения расстояний до звезд с помощью параллаксов в астрономии применяют специальную единицу длины - парсек (пк). Звезда, находящаяся на расстоянии 1 пк, имеет параллакс, равный 1". Согласно формуле (5), 1 пк=206265 а.е.= см. Наряду с парсеком применяется еще одна специальная единица расстояний - световой год, он равен 0,307 пк, или см.
Ближайшая к Солнечной системе звезда - красный карлик 12-й звездной величины Проксима Центавра - имеет параллакс 0,762, т.е. расстояние до нее равно 1,32 пк (4,3 св. года).
Нижний предел измерений тригонометрических параллаксов ~ 0,01", поэтому с их помощью можно измерять расстояния, не превышающие 100 пк (с относительной погрешностью 50%). При расстояниях до 20 пк относительная погрешность не превышает 10%. Расстояния до более далеких звезд в астрономии определяют в основном фотометрическим методом (см. ниже).
Кроме параллактических смещений близких звезд можно отметить лишь два случая, когда видимые перемещения деталей космических объектов по небу можно также использовать для точного определения расстояний до них. Это - несколько движущихся близких звездных скоплений и быстро перемещающиеся газовые оболочки или сгущения. Примером являются новые и сверхновые звезды, для разлетающихся оболочек которых наряду с видимой скоростью расширения в угловых секундах можно определить спектроскопическим способом радиальную скорость расширения.