3 روش اصلی برای اندازه گیری فاصله تا ستاره ها

آنجا در فضا در فاصله 150 میلیون کیلومتری، درخشان ترین و پرجرم ترین جرم منظومه شمسی ما قرار دارد: خورشید. خورشید که صدها هزار بار در آسمان زمین درخشان‌تر از درخشان‌ترین شی بعدی، ماه کامل است، در میان اجرام منظومه شمسی منحصربه‌فرد است، زیرا نور مرئی خود را تولید می‌کند، نه اینکه فقط با نور منعکس شده روشن شود. با این حال، هزاران و هزاران ستاره قابل مشاهده در آسمان شب – که وقتی ما با تلسکوپ و دوربین به دید خود کمک می‌کنیم به میلیون‌ها و میلیاردها افزایش می‌یابند – همچنین خودنور هستند و از این نظر خود را از سیارات و سایر اجرام منظومه شمسی متمایز می‌کنند.

اما آنها چقدر فاصله دارند؟

برخلاف سیارات، خورشید و ماه، به نظر می‌رسد ستارگان در طول زمان در موقعیت خود ثابت می‌مانند: نه فقط از شب تا شب، بلکه در طول سال و حتی سالی به سال دیگر. هنگامی که حرکت اجرام منظومه شمسی را نسبت به آنها اندازه گیری می کنیم، حتی آن را «زمینه ثابت ستاره ای» می نامیم. در مقایسه با اجرام منظومه شمسی، ستارگان باید بسیار دور باشند. و بنابراین، برای دیده شدن از چنین فواصل دور، باید طبیعتی فوق العاده درخشان داشته باشند.

تنها منطقی است که فرض کنیم، همانطور که بسیاری از زمان های قدیم انجام داده اند، این ستارگان باید اجرام خورشید مانندی باشند که در فواصل بسیار زیادی از ما قرار دارند. اما آنها چقدر فاصله دارند؟ در دهه 1600 بود که ما اولین پاسخ های خود را دریافت کردیم، یکی از سه تایتان در تاریخ فیزیک:

• رابرت هوک،
• کریستین هویگنس،
• و اسحاق نیوتن

جای تعجب نیست که این پاسخ‌های اولیه با یکدیگر مخالف بودند، اما چه کسی به درستی آن نزدیک‌تر شد و روش‌های چه کسی در قرن‌های آینده بیشترین کمک را به ما کرد؟ داستان به همان اندازه که آموزنده است جذاب است.

ستارگان نزدیک به زمین به نظر می رسد که به طور دوره ای نسبت به ستارگان دورتر جابجا می شوند، زیرا زمین در فضا در مدار به دور خورشید حرکت می کند. قبل از ایجاد مدل هلیوسنتریک، ما به دنبال «تغییرهایی» با خط پایه ~ 300,000,000 کیلومتر در یک دوره ~ 6 ماهه نبودیم، بلکه به دنبال خط پایه ~ 12000 کیلومتری در یک دوره زمانی یک شب بودیم: قطر زمین در حین چرخش در محور خود. فاصله تا ستارگان آنقدر زیاد است که تنها در سال 1830 اولین اختلاف منظر با خط مبنا 300 میلیون کیلومتر کشف شد. امروز ما اختلاف منظر بیش از 1 میلیارد ستاره را با ماموریت گایا ESA اندازه گیری کردیم.

روش اول: رابرت هوک

ساده‌ترین، سرراست‌ترین و مستقیم‌ترین راه برای اندازه‌گیری فواصل تا ستاره‌ها، روشی است که قدمت آن به هزاران سال پیش برمی‌گردد: مفهوم اختلاف منظر ستاره‌ای. ایده مشابه پدیده ای است که در پشت بازی همه ما در کودکی انجام می دادیم که در آن شما:

• یک چشم را ببند
• انگشت شست خود را به اندازه یک بازو از خود دور نگه دارید،
• سپس تغییر دهید که کدام چشم بسته و کدام چشم باز است،
• و حرکت انگشت شست خود را نسبت به اجسام دورتر در پس زمینه تماشا کنید.

هر گاه دو دیدگاه متفاوت برای نگاه کردن داشته باشید (مانند هر یک از دو چشمتان)، اشیایی که نزدیک هستند نسبت به اشیایی که دورتر هستند، “تغییر” به نظر می رسند. این پدیده که به عنوان اختلاف منظر شناخته می‌شود، از نظر تئوری می‌تواند برای اندازه‌گیری فواصل هر یک از ستارگان استفاده شود، اما برای نزدیک‌ترین ستاره‌ها به راحتی قابل استفاده است.

حداقل با این فرض که ستارگان واقعاً به اندازه‌ای نزدیک هستند که با توجه به محدودیت‌های بدن، تجهیزات و چشم‌انداز ما، جابه‌جا شوند، این درست است. در زمان‌های قدیم، مردم تصور می‌کردند که کیهان زمین‌مرکزی است، بنابراین سعی می‌کردند اختلاف منظر را با نگاه کردن به ستارگان مشابه در سپیده‌دم و غروب مشاهده کنند تا ببینند آیا فاصله خط پایه به اندازه یک قطر زمین (از آنجایی که زمین در این بازه 12 ساعته می‌چرخد) بین دو نقطه رصدی، تغییری قابل مشاهده در هر یک از ستاره‌ها ایجاد می‌کند یا خیر. همانطور که مشخص است، چنین تغییری قابل تشخیص نیست.

با این حال، در دهه 1600، پس از کار کوپرنیک، گالیله و کپلر که مدلی از خورشید مرکزی از جهان ما را نشان داد، دانشمند رابرت هوک فکر کرد که روش اختلاف منظر سرانجام ممکن است به ثمر بنشیند.

این نقاشی تلسکوپ اوج رابرت هوک را نشان می‌دهد که در اواخر دهه 1660 ساخته شد و برای اندازه‌گیری موقعیت ستاره اوج در محل او، گاما دراکونیس، و هرگونه تغییر در موقعیت آن نسبت به شاقول، که نشان‌دهنده اختلاف منظر ستاره‌ای است، استفاده شد.

در اواخر دهه 1660، هوک این کار را انجام داد. او می‌دانست که شکست اتمسفر (یا خم شدن پرتوهای نور به دلیل جو زمین) می‌تواند مشکل‌ساز باشد، بنابراین برای به حداقل رساندن این اثر، چیزی را ساخت که به عنوان تلسکوپ اوج شناخته می‌شود: تلسکوپی که مستقیماً به بالای سر نگاه می‌کند و میزان جو زمین را که نور باید از آن عبور کند به حداقل می‌رساند. هوک با اندازه‌گیری موقعیت گاما دراکونیس – ستاره اوج که از مکان او در لندن، انگلستان دیده می‌شود – مشاهدات مکرری از ستاره در طول سال انجام داد و به دنبال هرگونه تغییر ظاهری در موقعیت آن از “اوج واقعی” به بهترین دقتی بود که سازهایش می‌توانستند داشته باشند.

او چهار اندازه گیری را در سال 1669 ثبت کرد و متوجه تغییری شد که معتقد بود با دقت ابزارهایش قابل مشاهده است: 25 ثانیه قوس یا حدود 0.007 درجه. او نتایج خود را در تلاشی برای اثبات حرکت زمین از طریق مشاهدات در سال 1674، جایی که او نوشت:

“این را مشاهدات نشان می‌دهند… که اختلاف منظر محسوسی از کره زمین به ستاره ثابت در سر اژدها وجود دارد، و بنابراین تاییدی بر سیستم کوپرنیک در برابر بطلمیوسی است. [Ptolemaic] و تیچونیک [Tychonic]”

فاصله تخمینی تا گاما دراکونیس، طبق اندازه گیری های هوک، حدود 0.26 سال نوری یا 16500 برابر فاصله زمین و خورشید خواهد بود. وقتی با نتیجه مدرن مقایسه می‌شود، معلوم می‌شود که اندازه‌گیری‌های هوک بسیار دور از ذهن است. گاما دراکونیس در واقع 154 سال نوری از ما فاصله دارد و اختلاف منظر فقط 21 دارد عزیز– ثانیه قوسی یا بیش از 1000 ضریب کوچکتر از اندازه گیری هوک.

نحوه انتشار نور به عنوان تابعی از فاصله به این معنی است که هر چه شما از منبع انرژی دورتر باشید، انرژی که رهگیری می کنید به عنوان واحد فاصله کاهش می یابد. همچنین نشان می‌دهد، اگر از منظر منبع اصلی به یک منطقه زاویه‌دار خاص (که توسط مربع‌ها نشان داده شده است) نگاه می‌کنید، چگونه اجرام بزرگ‌تر در فواصل بزرگ‌تر به نظر می‌رسند که همان اندازه زاویه‌ای را در آسمان دارند. هر بار که فاصله منبع و ناظر خود را دو برابر می کنید، روشنایی که مشاهده می کنید چهار برابر می شود. به طور کلی، فوتون ها (و تمام نورها) به صورت کروی از منبع تابش به سمت بیرون منتشر می شوند.

روش دوم: کریستین هویگنس

بسیاری از ستاره شناسان در قرن هفدهم و حتی قبل از آن، ایده بسیار متفاوتی در مورد چگونگی تعیین فاصله تا ستاره ها داشتند.

• اول، شما فرض می کنید که خورشید یک ستاره معمولی با درخشندگی و اندازه ذاتی معمولی است.
• سپس روشنایی نسبی خورشید را در مقایسه با روشنایی مشاهده شده یک ستاره در آسمان شب اندازه گیری می کنید.
• در نهایت، شما از این واقعیت استفاده می کنید که روشنایی به عنوان مجذور فاصله کاهش می یابد (قانون مربع معکوس، همانطور که در بالا نشان داده شده است) برای محاسبه فاصله این ستارگان از خورشید.

مشکلی که برای هر کسی که سعی در استفاده از چنین روشی داشت، با آن مواجه بود، دشواری این مرحله دوم بود. با توجه به اینکه خورشید فوق‌العاده درخشان است و ستارگان – حتی درخشان‌ترین آنها – بسیار کم‌نور هستند، مقایسه منصفانه تقریباً غیرممکن به نظر می‌رسید. همچنین، شما فقط می توانید ستارگان را در شب هنگام غروب خورشید ببینید، بنابراین مقایسه کنار هم و در کنار هم عملا غیرممکن است.

اینجا جایی بود که هویگنز مداخله کرد. او با یک لوله طولانی و مات با دیافراگم بزرگ شروع کرد و از طریق آن درخشان ترین ستاره آسمان شب را دید: سیریوس. سپس یک دیسک برنجی نور را به لبه لوله چسباند، اما چندین سوراخ در آن ایجاد کرد: برای استفاده در طول روز. هویگنس متوجه شد که اگر بتواند سوراخ‌هایی کوچک‌تر و کوچک‌تر ایجاد کند و تنها بخش کوچک و کوچکی از نور خورشید را وارد کند – حتی کوچک‌تر از یک سوزن – در نهایت می‌تواند سوراخی به قدری کوچک ایجاد کند که به اندازه شب قبل در چشمانش روشن شود.

با نگه داشتن یک سطح مات که سوراخ کوچکی در آن ایجاد شده است، می توانید درخشندگی خورشید را کاهش دهید. با این حال، حتی کوچکترین سوراخ سوزنی که می‌توان ایجاد کرد، باز هم منجر به یک “خنجر” نوری بسیار درخشان‌تر از هر ستاره‌ای در آسمان شب می‌شود که به چشم شما می‌رساند: مشکلی که کریستین هویگنز در تلاش خود برای تخمین فاصله تا ستاره‌ها در سال 1698 با آن دست و پنجه نرم می‌کرد.

متأسفانه برای هویگنس، حتی کوچکترین سوراخی که او توانست در دیسک برنجی خود ایجاد کند، نقطه کوچکی از نور خورشید را برای او به همراه داشت که بسیار بسیار درخشانتر از هر ستاره ای بود که می توانست ببیند. کاری که او سپس انجام داد این بود که در کوچکترین سوراخی که حفر کرده بود، مهره های شیشه ای کوچکی را وارد کرد که باعث می شد نور خورشیدی که از درون آنها عبور می کند، تضعیف شود و روشنایی آن را تا حد زیادی کاهش دهد.

در مقایسه با نور کامل و فیلتر نشده خورشید، هویگنس محاسبه کرد که باید روشنایی آن را کاهش دهد – با ترکیبی از مسدود کردن بیشتر قرص خورشید و قرار دادن یک مهره عمدتاً مات (اما کمی شفاف) در سوراخ کوچک در قرص برنجی – با ضریب 765.3 میلیون (به همان میزان روشنایی 765003 Si) شب از آنجایی که روشنایی به عنوان واحد فاصله کاهش می یابد، این بدان معنی است که جذر آن عدد به او می گوید که ستاره مورد نظر (سیریوس) در مقایسه با فاصله زمین و خورشید چقدر دورتر است: ضریب 27664.

این 0.44 سال نوری یا 27664 برابر فاصله زمین و خورشید است. این بیشتر از تخمین هوک از گاما دراکونیس است، اما بر اساس یک فرض کلیدی است: اینکه سیریوس همان روشنایی خورشید است. معلوم شد که سیریوس کاملاً شبیه خورشید نیست، بلکه اساساً یک ستاره A است، برخلاف ستاره ای مانند خورشید ما. در جزئیات، تقریباً 25.4 برابر روشن تر از خورشید است. اگر هویگنز این واقعیت را می دانست، فاصله 2.2 سال نوری را محاسبه می کرد: کمی نزدیکتر به فاصله واقعی 8.6 سال نوری، که برای تخمینی که در سال 1698 انجام شد بد نبود!

تصویری از روش گرگوری که بعداً توسط نیوتن استفاده شد، برای تخمین فاصله تا ستاره ها بر اساس درخشندگی مشاهده شده سیاراتی که خود نور خورشید را منعکس می کنند.

روش سوم: اسحاق نیوتن

در سال 1668، جیمز گرگوری، معاصر و دوست اسحاق نیوتن، رساله ای با عنوان نوشت. Geometriae pars universalis، جایی که او روشی مبتکرانه ابداع کرد که مسلماً از روش هویگنس برای اندازه گیری روشنایی نسبی خورشید نسبت به ستارگان برتر بود: استفاده از یک سیاره به عنوان واسطه. اگر بتوانید سیاره‌ای را در منظومه شمسی بیابید که روشنایی آن دقیقاً با درخشندگی یک ستاره مطابقت دارد و آن سیاره را در آن زمان خاص مشاهده کنید، پس روش ساده‌ای برای مقایسه فواصل منظومه شمسی با فاصله تا ستاره مربوطه وجود دارد. تنها کاری که باید انجام دهید موارد زیر است:

• محاسبه کنید که نور قبل از برخورد به سیاره چقدر باید از خورشید بپیماید و “انتشار” کند،
• می دانید که چه مقدار از نور خورشید که به سیاره برخورد می کند منعکس می شود (آلبدو یا بازتابش)،
• برای دانستن قطر (یعنی اندازه فیزیکی) سیاره مورد مشاهده،
• و سپس محاسبه کنید که چگونه نور منعکس شده از سیاره قبل از رسیدن به چشمان شما پخش می شود.

گرگوری خودش محاسبات اولیه را انجام داد، اما هشدار داد که تا زمانی که برآوردهای بهتری از فواصل منظومه شمسی مشخص نشود، این محاسبات غیر قابل اعتماد خواهند بود.

گرچه گرگوری (شاید از نظر تاریخی بیشتر به خاطر طراحی تلسکوپ گرگوری شناخته شود) در سال 1674 در سن 36 سالگی از دنیا رفت، نیوتن صاحب نسخه ای از کتاب خود شد و با آن آشنا شد و نسخه دقیق تری از محاسبات گرگوری ارائه کرد، شاید در اوایل سال 1685 بر اساس برخی برآوردها. با این حال، تا زمان مرگ نیوتن در سال 1727، آخرین نسخه خطی او جمع آوری و منتشر شد، و در سال 1728 با این عنوان به چاپ رسید. نظام جهان (De mundi systemate)، اگرچه در ابتدا قرار بود جلد سوم کتاب بسیار مشهورتر او باشد اصول ریاضی.

این انیمیشن بین یک نمای نور مرئی (هابل) از زحل و حلقه‌های اصلی آن و یک نمای مادون قرمز (JWST) از همان نمای، البته کمی نزدیک‌تر به اعتدال زحل، سوئیچ می‌کند. هر دو تصویر تحت تسلط نور منعکس شده هستند، جایی که طول موج های مختلف ویژگی های متفاوتی را در جو و حلقه های زحل برجسته می کند. اگرچه نیوتن اندازه و فاصله تا زحل را می دانست، اما راهی برای دانستن بازتابش آن نداشت.

مزایای استفاده از روش های گرگوری واضح بود:

• شما می‌توانید یک ستاره (مانند سیریوس) و هر سیاره‌ای را که برای مقایسه انتخاب می‌کنید، به‌جای تکیه بر حافظه ساعت‌های قبل برای مقایسه روشنایی، رصد کنید.
• شما می توانید آنها را در شرایط مشاهده مشابه مشاهده کنید، به خصوص زمانی که ستاره و سیاره در آسمان نزدیک به هم هستند،
• و در نتیجه قوانین نیوتن و با تلسکوپ بازتابی نیوتن می توان هم فاصله سیارات و هم اندازه فیزیکی آنها را در آن فاصله با اندازه گیری های مستقیم دانست.

اگرچه گرگوری تخمین های اولیه خود را با استفاده از مشتری به عنوان نقطه کالیبراسیون انجام داد، نیوتن بلافاصله متوجه شد که زحل، به عنوان دورترین سیاره شناخته شده از خورشید در آن زمان، خط پایه بهتری را ارائه می دهد. (با این حال، محدودیت‌هایی وجود دارد: مشتری همیشه درخشان‌تر از سیریوس به نظر می‌رسد، و زحل همیشه کم‌نورتر از سیریوس به نظر می‌رسد، بنابراین شاید سیریوس، اگرچه درخشان‌ترین ستاره است، بهترین ستاره برای مقایسه نباشد.) بر اساس مشاهدات جان فلمستید در سال 1672، نیوتن می‌دانست که زحل حدود 9 تا 10 برابر بزرگ‌تر از خورشید است. از زمین

با این حال، آنچه نیوتن نمی دانست این بود که زحل تا چه اندازه بازتابی دارد (یعنی آلبدوی آن چیست؛ او فرض می کرد که 50 درصد نوری را که به آن برخورد می کند منعکس می کند) و همچنین نمی دانست – درست مانند هویگنس – چگونه سیریوس ذاتاً درخشان است (او همچنین تصور می کرد که با خورشید یکسان است). پاسخ او بزرگتر از پاسخ هویگنس یا هوک بود: حدود 300000 برابر فاصله زمین و خورشید، یا به عبارت امروزی، حدود 4.7 سال نوری.

این تصویر سیریوس A و B را نشان می‌دهد که به ترتیب ستاره‌ای آبی‌تر و درخشان‌تر از خورشید ما و یک ستاره کوتوله سفید است که توسط تلسکوپ فضایی هابل به تصویر کشیده شده است. سیریوس A، ستاره والد، یک ستاره کلاس A است (برخلاف خورشید ما که یک ستاره کلاس G است): دو برابر جرم خورشید، حدود 4000 کلوین گرمتر از خورشید در فتوسفر آن، و حدود 25 برابر درخشانتر از خورشید ما. سیریوس B زمانی تقریباً پنج برابر خورشید جرم داشت، اما اکنون یک کوتوله سفید کم جرم نسبت به ستاره همدم بازمانده خود است.

ارزیابی سه روش

از این تخمین‌های اولیه که قدمت آن به 300 سال یا بیشتر می‌رسد، ما سه دانشمند مشهور، سه روش مستقل و سه پاسخ کاملاً متفاوت برای فاصله تا ستاره‌ها داشته‌ایم. واقعاً ستاره ها چقدر دور هستند؟

روش‌های هویگنز و نیوتن، اگرچه با توجه به توانایی‌های ابزاری محدودی که در طول عمر خود داشتند، بسیار هوشمندانه بودند، اما از یک مشکل بزرگ رنج می‌برند: شما باید چیزی ذاتی در مورد روشنایی ستارگانی که نسبت به خورشید مشاهده می‌کنید بدانید، اطلاعاتی که ستاره‌شناسان تا قرن بیستم نداشتند. در حالی که هویگنز فاصله تا سیریوس را دست‌کم گرفت، حتی پس از محاسبه روشنایی ذاتی بیشتر آن نسبت به خورشید، اگر همین تصحیح را در روش نیوتن اعمال کنید، معلوم می‌شود که به طور قابل توجهی است. بیش از حد ارزیابی شده است فاصله تا سیریوس؛ تخمین اولیه گرگوری و مسلماً غیرقابل اعتماد (از 83190 برابر فاصله زمین تا خورشید یا 1.32 سال نوری) در واقع بهتر از نیوتن بود، زیرا اگر روشنایی ذاتی واقعی سیریوس را تصحیح کنید، تخمین فاصله ای معادل 6.6 سال نوری را نشان می دهد: تفاوتی از مقدار واقعی تنها!

از سوی دیگر، هوک ممکن است بیشترین انحراف را داشته باشد، اما این روش او است که منجر به موفقیت‌آمیزترین و گسترده‌ترین کاربردهای اندازه‌گیری فواصل ستارگان در عصر مدرن ما شده است.

چطور هوک اینقدر اشتباه کرد؟ معلوم می شود که او باید آنچه را که مشاهده می کرد به شدت اشتباه تفسیر کرده باشد. همانطور که مورخ علم تونی کریستی مستند کرده است، دانشمند جیمز بردلی تلاش پر زحمتی را برای بازتولید آزمایش هوک با استفاده از چندین تلسکوپ با دقت بالا که به طور خاص برای این منظور در سال 1725 ساخته شده بودند، انجام داد و از خانه خودش و ساموئل مولینوکس، همسایه اش، برای تأیید مستقل استفاده کرد. دوباره برای مشاهده همان ستاره ای که هوک مشاهده کرد رفتند: گاما دراکونیس.

هنگامی که ناظر یک جسم دور در حرکت است، حرکت آنها باعث می شود که موقعیت ظاهری اجسام نسبت به موقعیت واقعی آنها تغییر کند: پدیده ای که خیلی دیرتر از آنچه که توسط نسبیت انیشتین و تبدیل های لورنتس مشاهده شد، پیش بینی شد. پدیده این جابجایی ظاهری به نام انحراف ستاره ای شناخته می شود، و این اثر است، نه اختلاف منظر ستاره ای، که حرکات درک شده ستارگان در آسمان را در طول سال در دهه های 1600 و 1700 توضیح می دهد.

به طرز شگفت انگیزی، بردلی متوجه تغییر موقعیت ستاره، هرچند اندکی، در طول یک سال شد. در واقع، ستاره یک بیضی کوچک را ترسیم کرد، شکلی که ممکن است از زمانی که زمین در یک مسیر بیضی به دور خورشید می چرخد، انتظار داشته باشید: چیزی که از زمان کپلر در اوایل دهه 1600 شناخته شده است. اما بردلی، همانطور که او مراقب بود، خاطرنشان کرد که این به دلیل مهمی نمی تواند به دلیل اختلاف منظر ستاره ای باشد: تغییرات در موقعیت در جهت اشتباه بوده است! همانطور که کریستی در سال 2010 نوشت

بردلی می‌دانست که اختلاف منظر نیست، زیرا تغییرات در موقعیت در جهت‌های اشتباه بوده است، زمانی که طبق نظریه اختلاف منظر ستاره باید به سمت جنوب حرکت می‌کرد، به سمت شمال حرکت می‌کرد و دوباره برمی‌گشت.

چه چیزی می تواند دلیل این حرکت باشد؟ برادلی در آن زمان بدون اطلاع او، به تازگی پدیده انحراف ستاره ای را کشف کرده بود: زمانی که اجرام آسمانی به نظر می رسد بر اساس حرکت ناظر موقعیت خود را تغییر می دهند. در مورد گاما دراکونیس، همانطور که از زمین دیده می‌شود، حرکت ناظر عمدتاً توسط حرکت زمین به دور خورشید با سرعت حدود 30 کیلومتر بر ثانیه یا حدود 0.01 درصد سرعت نور انجام می‌شود. اگرچه برای اثبات اینکه زمین به دور خورشید می چرخد ​​کافی بود، اما به هیچ وجه کشف اختلاف منظر نبود.

61 ماکیان اولین ستاره‌ای بود که اختلاف منظر آن اندازه‌گیری و منتشر شد (در سال 1838)، اما به دلیل حرکت مناسب بزرگ آن نیز یک مورد دشوار است. این دو تصویر که در رنگ‌های قرمز و آبی روی هم چیده شده‌اند و با فاصله تقریباً یک سال از هم گرفته شده‌اند، سرعت فوق‌العاده این منظومه ستاره‌ای دوتایی را نشان می‌دهند. اگر می خواهید اختلاف منظر یک جسم را با دقت بسیار زیاد اندازه گیری کنید، دو اندازه گیری “دوچشمی” خود را همزمان انجام می دهید تا از تأثیر حرکت ستاره در کهکشان جلوگیری کنید. گایا در توصیف مدارهای ستارگان نزدیک با فواصل کم از همدم خود بسیار خوب است، اما با چالش‌های بیشتری با سیستم‌های دوتایی دورتر و گسترده‌تر مواجه است.

اختلاف منظر تا دهه 1830 کشف نشد، زمانی که سه اخترشناس جداگانه – توماس هندرسون، فردریش بسل و ویلهلم استروو – با نگاه کردن به سه ستاره مختلف (به ترتیب آلفا قنطورس، 61 ماکیان و وگا) حرکت واقعی را در طول سال کشف کردند که به طور قطعی پارالاکس‌ها را اندازه‌گیری می‌کردند. اگرچه هندرسون مشاهدات خود را برای اولین بار در سال 1833 انجام داد، اما نتایج خود را تا سال 1839 منتشر نکرد. در همین حال، استروو داده های اولیه اما غیرقابل اعتماد (و در نهایت نادرست) در مورد Vega داشت که در سال 1837 منتشر کرد، و تا سال 1840 اندازه گیری بهتر و دقیق تر را منتشر نکرد. 1838، و به طور کلی کاشف اولین اختلاف منظر ستاره ای در نظر گرفته می شود.

اختراع واقعی که بازی را تغییر می دهد، توسعه عکاسی به کار رفته در نجوم است که منجر به اولین عکس های ماه و خورشید در دهه 1840 و در نهایت اولین عکس از یک ستاره در دهه 1850 می شود. توانایی مقایسه عکس‌ها، ابتدا با چشم و اکنون به روش رایانه‌ای، منجر به اندازه‌گیری مدرن بیش از یک میلیارد فاصله ستاره‌ای در کهکشان راه شیری با ماهواره گایا آژانس فضایی اروپا شد. مسئول اکثریت قریب به اتفاق این اندازه گیری ها است. اختلاف منظر، نه اندازه گیری روشنایی، راهی برای اندازه گیری فاصله تا ستاره ها است.

با این حال، از میان سه تخمین اولیه، فاصله «پارالاکس» ادعایی هوک بدترین است. در حالی که هویگنز و نیوتن در یک مرتبه قدر پاسخ صحیح بودند (پس از تصحیح روشنایی ذاتی ستاره ای)، اندازه گیری های هوک بیش از 1000 ضریب کاهش داشت! در واقع، ستاره منتخب هوک – گاما دراکونیس – اگرچه نسبتاً درخشان بود، هیچ اختلاف منظر غیر صفر تا زمانی که کاتالوگ Hipparcos در سال 1997 منتشر شد و فاصله کنونی 154 سال نوری آن را آشکار کرد. اگرچه ما به عنوان انسان تمایل داریم بدون توجه به روش مورد استفاده برای دریافت پاسخ مناسب ارزش قائل باشیم، اما در علم روشی که فرد از آن پیروی می‌کند و تکرارپذیری پاسخ صحیح چیزی است که واقعاً هنگام ایجاد اعتبار اهمیت دارد.

این مقاله برای اولین بار در فوریه 2024 منتشر شد. در نوامبر 2026 به روز شد.