3,2615637771674 a. ll. 206.264,806247 ua 206.264,8 ua 30.856.775.814.914 km 19.174.000.000.000 mi 101.236.140.949.180.000 ft 33.745.380.316.395.000 yd
Fórmula
Elparsec (abreviatpc) és unaunitat de longitud usada enastronomia que significa «paral·laxi d'unsegon d'arc, 1″» i la distància d'un objecte en parsecs és el recíproc de la seva paral·laxi en segons d'arc. Es basa en el mètode de laparal·laxitrigonomètrica, el mètode més antic i estàndard de determinar les distànciesestel·lars.
L'angle que subtendeix unaestrella al radi mitjà de l'òrbita terrestre al voltant delSol s'anomena paral·laxi. El parsec es defineix com la distància de laTerra a un estel que té una paral·laxi d'1″.[1] Alternativament, el parsec és la distància a la qual 2 objectes, separats per 1unitat astronòmica au (distància Terra-Sol, ~150 × 106 km), semblen estar separats per un angle d'1″. Llavors 360×60×60/2π au = 2,062 648 062 5×105 au = 3,085 677 580 666 31×10¹⁶ m = ~3,261 anys llum.[2] La mesura de distàncies de cossos celestials de la Terra en parsecs és un aspecte clau de l'astronomia.
El 1906 l'astrònomHermann Kobold (1858-1942) encunyà el termeSternweite 'distància estel·lar', la distància que correspon a unaparal·laxi d'1″. El motparsec, amb la mateixa definició de Kobold, fou proposat el 1913 per l'astrònom anglèsHerbert Hall Turner (1861-1930) el 1913 i fou aprovat al primer congrés de laUnió Astronòmica Internacional (IAU) el 1922.[3][4] Per raons històriques, els astrònoms normalment expressen distàncies a objectes astronòmics en unitats de parsecs, en lloc d'anys llum. Les primeres mesures directes d'un objecte a distàncies interestel·lars (de l'estel61 Cygni, per l'astrònom alemanyFriedrich Wilhelm Bessel el1838) es van fer pertrigonometria usant l'amplada de l'òrbita terrestre com a base. El parsec es dedueix naturalment d'aquest mètode.[5]
No existeix cap estrella amb una paral·laxi d'1″. Com més gran sigui la paral·laxi d'un estel més proper és a la Terra, i, per tant, menor és la seva distància en parsecs. Així, l'estel més proper a la Terra tindrà la paral·laxi més gran. Aquest estel ésPròxima Centauri, amb una paral·laxi de 0,762″ que correspon a una distància d'1/0,762 = 1,31 pc, o 4,28 anys llum. Per raó de l'escala extremadament petita de les paral·laxis, els mètodes terrestres (mesurant sobre la Terra) donen mesures fiables de distàncies estel·lars de no més de 325 anys llum, o aproximadament 100 pc, que correspon a les paral·laxis superiors a 1″/1000, o 10 mil·lisegons d'arc. A laVia Làctia, on es troba la Terra, les distàncies a les estrelles més remotes es mesuren en kiloparsecs (1 kpc = 1 000 pc). El Sol es troba a una distància de 8,3 kpc del centre de la nostragalàxia. Quan es tracta d'altres galàxies ocúmuls de galàxies, la unitat convenient és el megaparsec (1 Mpc = 1 000 000 pc). La distància a lagalàxia d'Andròmeda (Messier 31) és d'aproximadament 0,76 Mpc. Les galàxies iquàsars més llunyans tenen distàncies al voltant de 4 000 Mpc, o 13 000 000 000 anys llum.[6]
Entre1989 i1993, el satèl·litHipparcos, llançat per l'Agència Espacial Europea (ESA) el 1989, mesurà les paral·laxis de 118 218 estels, amb unaprecisió aproximada de 0,002″ i aconseguí mesures acurades per a distàncies estel·lars d'aproximadament 1 000 pc.[7] Elsatèl·lit GAIA de l'ESA, llançat el 19 de desembre del2013, pren mesures de tots els objectes més brillants que la magnitud 15 (4 000 vegades més feble que el límit a ull nu), i està mesurant les seves posicions amb una precisió de 24 microsegons d'arc. Això és comparable a mesurar el diàmetre d'un cabell humà a una distància de 1 000 km. Això permet que les estrelles més properes es mesuren les seves distàncies amb una precisió extraordinària del 0,001 %. Fins i tot les estrelles properes alcentre galàctic, a uns 8 kpc de distància en la direcció de laConstel·lació del Sagitari, es mesuraran les seves distàncies amb una precisió del 20 %.[8]
William Herschel (1738-1822), a finals del segle xviii, emprà una unitat dedistància estel·lar quan començà a estudiar laVia Làctia. En aquell temps, conèixer amb precisió la distància de les estrelles encara estava fora de l'abast dels astrònoms (les primeresparal·laxis anuals no es van mesurar fins més de mig segle després). Herschel, per tant, decidí utilitzar la distància deSírius com a unitat de distància representativa de la distància mitjana de les estrelles de 1amagnitud. Això es basà en la falsa hipòtesi que les de 2a magnitud es troben al doble de distància, les de 3a al triple de distància, i així successivament. Cal dir que el neerlandèsChristiaan Huygens (1629-1695) el 1698 i l'anglèsIsaac Newton (1642-1727) el 1685, havien obtingut una estimació no gaire allunyada del valor actual de la distància a Sirius mitjançant un mètode fotomètric.[9]
Unapilota de futbol a 45 km de distància s'observaria amb una mida d'1″.
No obstant això, fins i tot abans que es poguessin determinar amb claredat les distàncies estel·lars cap al 1838, ja se sabia que lesparal·laxis eren menors que 1″, la qual cosa demostrava com d'immenses eren les distàncies entre el Sol i les estrelles, i com de petites eren les unitats de distància emprades habitualment. També es coneixia la immensitat de lavelocitat de la llum. L'astrònomJohann Elert Bode (1747-1826) el 1768 suggerí emprar la velocitat de la llum per a mesurar distàncies estel·lars. Més tard, quan impartí cursos sobre les primeres determinacions de les vuitparal·laxis anuals conegudes en aquell moment (abans del 1846), elrossellonèsFrancesc Aragó (1786-1853) donà les distàncies a la Terra en unitats astronòmiques illegües, però també trobà útil escriure una altra taula en anys llum. El 1865 el francèsCamille Flammarion (1842-1925) també donà una idea de les distàncies de les estrelles utilitzant el retard de la llum ("la llum no triga menys de 22 anys a arribar de Sírius").[9]
A principis del segle xx uns quants astrònoms utilitzaren diferents unitats de distància, amb diversos noms. El 1906Hermann Kobold (1858-1942) encunyà el termeSternweite 'distància estel·lar', la distància que correspon a unaparal·laxi d'1″. El 1909, l'alemanyHugo von Seeliger (1849-1924) recuperà la proposta de Herschel i definíSiriusweite 'distància de Sírius' com la distància que correspon a una paral·laxi de 0,2" (és a dir, 1,03 × 106 ua), una unitat que ja havia utilitzat en el seu famós estudi sobre estadístiques estel·lars el 1898. El suecCarl Charlier (1862-1934) encunyà la paraulasiriometer 'siriòmetre' el 1911, definint-la com un milió d'unitats atronòmiques (distància Terra-Sol, ~150 × 106 km). El 1912,Herbert Hall Turner (1861-1930) utilitzà, en el mateix article, l'any llum i també la distància corresponent a una paral·laxi d'1″ dues pàgines més endavant, sense assignar-li cap nom.[9]
Aquest problema es presentà en un moment en què les dades demoviments propis, i en menor mesura les dades de paral·laxi, permetien estudiar l'estructura de l'univers. L'ús d'una unitat de distància, sigui quin sigui el seu nom, té implicacions en la definició de lamagnitud absoluta. Per tal de comparar estrelles de diferents tipus, cal definir la sevalluminositat intrínseca d'alguna manera. Com que la lluminositat disminueix amb el quadrat de la distància i lamagnitud aparent es defineix com 2,5 vegades l'escala logarítmica de la lluminositat, la diferència entre la magnitud aparent i lamagnitud absoluta és 5 vegades el logaritme de la distància més una constant, la qual depèn de la unitat de distància adoptada. Per exemple, quan el 1913 l'astrònom danèsEjnar Hertzsprung (1873-1967) comparà les lluminositats intrínseques de les estrelles en la seva calibració decefeides, suposà com a referència 1 pc, igual que un any després l'anglèsArthur Eddington (1882-1944). En canvi, l'anglèsJohn Isaac Plummer (1845-1925) l'any 1912 havia utilitzat una “magnitud intrínseca” amb 100 pc com a referència. Entremig, i durant diversos anys, el neerlandèsJacobus Kapteyn (1851-1922) havia introduït clarament la definició que encara s'utilitza avui però de manera coherent amb una unitat de distància igual a 10 pc.[9]
Definició de parsec. E posició de la Terra, S, posició del Sol, D, posició de l'estel situat a 1 parsec.
L'origen de la paraulaparsec es remunta a aquesta època. En el seu estudi, on utilitzà distàncies amb unitats corresponents a una paral·laxi d'un segon d'arc, l'anglèsFrank Watson Dyson (1868-1939) indicava el 1913 en unanota al peu que proposava el termeastron com a nom d'unitat, mentre que Turner havia encunyat el termeparsec, probablement després de llegir la primera versió d'aquest text. Això desencadenà un debat. La discussió tingué lloc durant la presentació de l'article a laRoyal Astronomical Society el 1913, on Turner digué queastron sonava massa similar aastronomical unit (unitat astronòmica), i malgrat haver proposatparsec, suggerímacron. Dyson respongué quesiriometer suggereix una màquina de mesura i pensà que el significat demacron podria portar a confusió. L'estatunidencGeorge F. Paddock (1879-1955) el 1913 resumí l'estat actual, afegint que "en discutir les distàncies de lesnebuloses, el professor Very proposà com a unitat la distància a lanebulosa d'Andròmeda i el nomandromeda". Entre totes aquestes propostes, "la designacióastron, o potserastrometer, semblaria molt apropiada", segons ell. En resposta, l'estatunidencHeber Doust Curtis (1872-1942) dedicà un article al mateix volum sobre aquest tema. Sostení que una unitat basada en constants fonamentals, com ara lavelocitat de la llum, seria preferible. També assenyalà que cap de les unitats proposades era perfectament coneguda: la unitat astronòmica no millor (en aquell moment) que per mil·lèsimes, la paral·laxi de Sírius estava entre 0,34 i 0,40; quant a Andròmeda, la distància no es coneixia millor que un 50 % (en realitat, era un error del 160 000 %!). Curtis també suggerí que una unitat hauria de ser útil tant per a especialistes com per a profans, i que "no veu cap avantatge a referir-se a la distància d'una estrella com 14,3 parsecs, en comptes de dir que l'estrella té una paral·laxi de 0,07 segons d'arc". En la mateixa època, durant el conegut debat sobre la mida de la nostra galàxia, Curtis afegí que "si laVia Làctia mesura tres mil o diversos milions d'anys llum d'ample, l'any llum continua sent una unitat útil". Eddington (1914) no compartia aquesta opinió i lamentava que “l'any-llum, malgrat la seva incomoditat i irrellevància, s'hagi infiltrat de vegades des de l'ús popular fins a les investigacions tècniques”. És difícil trobar un motiu seriós per al rebuig de l'any llum, l'únic argument el proporcionà Dyson, que sentia que l'ús dels anys llum s'havia introduït amb finalitats divulgatives, no per a treballs científics. El parsec fou adoptat ràpidament per Eddington en el seu llibre sobre moviments estel·lars (1914). El 1919, la Comissió de Notacions de laUnió Astronòmica Internacional (IAU) recomanà l'ús de l'any llum “especialment en articles populars”, mentre que el parsec, “o preferiblement una unitat 10 vegades més gran, hauria de rebre un altre nom”. Tot i això, en la mateixa època, Kapteyn (1920) reconegué ara l'existència del parsec, que considerava “molt convenient (encara que molt lleig)” i pretenia definir la magnitud absoluta utilitzant unitats d'un parsec (no de 10). El 1922, la Comissió 3 de la UAI decidí l'ús d'm iM per a les magnituds aparent i absoluta respectivament, i l'ús del parsec, sense cap restricció. El 1925, la IAU confirmà aquestes unitats.[9]
A l'esquema del costat (a escala molt reduïda i sense respectar els valors angulars), S és elSol, T laTerra i P un objecte situat a 1 pc del Sol: per definició, l'angle és igual a unsegon d'arc (1″) i la distància val una unitat astronòmica (1 ua). Amb les regles de latrigonometria és possible de calcular:
com que una unitat astronòmica mesura exactament 1,495 978 706 91 x 1011 m, tenim que:
.svg)
