पारसेक

पारसेक
पारसेक
	A parsec is the distance from the Sun to an astronomical object that has a parallax angle of one arcsecond (not to scale)
General information
इकाई प्रणाली	astronomical units
की इकाई	length/distance
चिन्ह, प्रतीक	pc
Conversions
1 pc in ...	... is equal to ...
metric (SI) units	3.0857×1016 m ; ~31 petametres
imperial & US units	1.9174×1013 mi
astronomical units	2.06265×105 au; 3.26156 ly

पारसेक (प्रतीक: पीसी) लंबाई की इकाई है जिसका उपयोग सौर मंडल के बाहर खगोलीय पिंडों की बड़ी दूरियों को मापने के लिए किया जाता है, जो लगभग 3.26 प्रकाश वर्ष या 206,265 खगोलीय इकाई (एयू),अर्थात 30.9 खरब किलोमीटर (19.2 खरब मील) के समान है। ^{[lower-alpha 1]} पारसेक इकाई लंबन और त्रिकोणमिति के उपयोग से प्राप्त की जाती है, और इसे उस दूरी के रूप में परिभाषित किया जाता है जिस पर 1 au अंतरित कोण आर्कसेकंड कोण को अंतरित करता है।^[1] (1/3600 डिग्री (कोण))। यह मेल खाता है 648000/ $π$ खगोलीय इकाइयां,अर्थात 1 pc = 1 au/tan(1 arcsec) हैं।^[2] निकटतम तारा, प्रॉक्सिमा सेंटॉरी , सूर्य से लगभग 1.3 पारसेक (4.2 प्रकाश-वर्ष) दूर है।^[3] अधिकांश नग्न-आंखों से दिखाई देने वाले तारे सूर्य के कुछ सौ पारसेक के भीतर हैं, जबकि सबसे दूर कुछ हजार पारसेक हैं। [4]

पारसेक शब्द सेकंड के लंबन का सूटकेस है और 1913 में ब्रिटिश खगोलशास्त्री हर्बर्ट हॉल टर्नर द्वारा निर्मित किया गया था।^[4] खगोल विदों के लिए केवल अपरिष्कृत प्रेक्षणात्मक डेटा से खगोलीय दूरियों की गणना करना सरल बनाता हैं। आंशिक रूप में इस कारण से, यह खगोल विज्ञान और खगोल भौतिकी में लोकप्रिय की जाने वाली इकाई है, चूँकि प्रकाश वर्ष लोकप्रिय विज्ञान ग्रंथों और सामान्य उपयोग में प्रमुख है। चूँकि मिल्की वे के भीतर छोटी दूरी के लिए पारसेक का उपयोग किया जाता है, ब्रह्मांड में बड़े मापक के लिए पारसेक के गुणकों की आवश्यकता होती है, जिसमें मिल्की वे, के भीतर मेगा और निकट अधिक दूर की वस्तुओं के लिए किलो-पारसेक्स (केपीसी) -पारसेक्स (एमपीसी) मध्य-दूरी की आकाशगंगा और कई कैसर और सबसे दूर की आकाशगंगाओं के लिए गीगापारसेक(जीपीसी)

अगस्त 2015 में, अंतर्राष्ट्रीय खगोलीय संघ (आईएयू) ने संकल्प बी 2 पारित किया, जो मानकीकृत पूर्ण और स्पष्ट बोलोमेट्रिक परिमाण पैमाने की परिभाषा के भाग के रूप में, पारसेक की उपस्थित स्पष्ट परिभाषा का उल्लेख करता है। 648000/ $π$ au, या लगभग 30.856775814913673×10¹⁵मीटर (खगोलीय इकाई की आईएयू 2012 त्रुटिहीन SI परिभाषा पर आधारित)। यह कई खगोलीय संदर्भों में पाए जाने वाले पारसेक की लघु-कोण परिभाषा के अनुरूप है।^[5]^[6]

इतिहास और व्युत्पत्ति

पारसेक को अंतरिक्ष में अत्यधिक लम्बी काल्पनिक दाहिनी त्रिकोण के आसन्न पैर (विपरीत पैर 1 au) की लंबाई के समान होने के रूप में परिभाषित किया गया है। जिन दो आयामों पर यह त्रिकोण आधारित है, वे इसका छोटा पैर हैं, जिसकी लंबाई खगोलीय इकाई (औसत पृथ्वी-सूर्य की दूरी) है, और उस पैर के विपरीत शीर्ष का अंतरित कोण, चापसेकेंड को मापता है। त्रिकोणमिति के नियमों को इन दो मानों पर प्रारम्भ करके, त्रिभुज के दूसरे चरण (पारसेक) की इकाई लंबाई प्राप्त की जा सकती है।

किसी तारे की दूरी की गणना करने के लिए खगोलविदों द्वारा उपयोग की जाने वाली सबसे प्रचीन विधि में से है, आकाश में तारे की स्थिति के दो मापों के मध्य के कोण में अंतर को रिकॉर्ड करता है। प्रथम माप पृथ्वी से सूर्य की ओर लिया जाता है, और दूसरा लगभग अर्ध वर्ष पश्चात लिया जाता है, तो पृथ्वी सूर्य के विपरीत दिशा में होती है। तो दो माप लिए गए तब पृथ्वी की दो स्थितियों के मध्य की दूरी पृथ्वी और सूर्य के मध्य की दूरी से दोगुनी होती है। दो मापों के मध्य के कोण का अंतर लंबन कोण का दोगुना है, जो सूर्य और पृथ्वी से दूर के शीर्ष पर तारे तक की रेखाओं से बनता है। फिर त्रिकोणमिति का उपयोग करके तारे की दूरी की गणना की जा सकती है।^[7] 1838 में जर्मन खगोल शास्त्री फ्रेडरिक विल्हेम बेसेल द्वारा इंटरस्टेलर दूरी पर किसी वस्तु का प्रथम सफल प्रकाशित प्रत्यक्ष मापन किया गया था, जिन्होंने 61 सिग्नी की 3.5-पारसेक दूरी की गणना करने के लिए इस दृष्टिकोण का उपयोग किया था।^[8]

File:ParallaxV2.svg

वार्षिक लंबन से तारकीय लंबन गति

तारे के लंबन को उस कोणीय दूरी के अर्ध के रूप में परिभाषित किया जाता है जो तारा आकाशीय गोले के सापेक्ष गति करता हुआ प्रतीत होता है जब पृथ्वी सूर्य की परिक्रमा करती है। समतुल्य रूप से, यह उस तारे के दृष्टिकोण से, पृथ्वी की कक्षा के सेमीमेजर अक्ष का अंतरित कोण है। तारा, सूर्य और पृथ्वी अंतरिक्ष में काल्पनिक समकोण त्रिभुज के शीर्ष बनाते हैं: समकोण सूर्य का कोना है,और तारे का शीर्ष लंबन कोण है। लंबन कोण के विपरीत दिशा की लंबाई पृथ्वी से सूर्य तक की दूरी है (खगोलीय इकाई, au के रूप में परिभाषित), और आसन्न पक्ष की लंबाई सूर्य से तारे की दूरी बताती है। इसलिए, त्रिकोणमिति के नियमों के साथ, लंबन कोण के माप को देखते हुए, सूर्य से तारे की को ज्ञात किया जा सकता है। पारसेक को तारे के प्रभुत्व वाले शीर्ष से सटे पक्ष की लंबाई के रूप में परिभाषित किया गया है जिसका लंबन कोण आर्कसेकंड है।

दूरी की इकाई के रूप में पारसेक का उपयोग बेसेल की विधि से स्वाभाविक रूप से होता है, क्योंकि पारसेक में दूरी की गणना केवल आर्कसेकंड में लंबन कोण के व्युत्क्रम के रूप में की जा सकती है (अर्थात यदि लंबन कोण 1 आर्कसेकंड है, तो वस्तु 1 पीसी है सूर्य से; यदि लंबन कोण 0.5 आर्कसेकंड है, तो वस्तु 2 पीसी दूर है; आदि)। इस सम्बन्ध, में किसी त्रिकोणमितीय कार्यों की आवश्यकता नहीं है क्योंकि इसमें समिलित बहुत छोटे कोणों का अर्थ है कि पतला त्रिकोण का अनुमानित प्रस्तावित जारी किया जा सकता है।

चूँकि यह पूर्व उपयोग किया गया हो सकता है, पारसेक शब्द का प्रथम बार 1913 में खगोलीय प्रकाशन में उल्लेख किया गया था। खगोलविद रॉयल फ्रैंक वाटसन डायसन ने दूरी की उस इकाई के लिए नाम की आवश्यकता में अपने विचार व्यक्त की है। उन्होंने एस्ट्रोन नाम प्रस्तावित किया, किन्तु उल्लेख किया कि कार्ल चार्लीयर ने सिरीओमीटर का विचार दिया था और हर्बर्ट हॉल टर्नर ने पारसेक प्रस्तावित किया था।^[4]यह टर्नर का प्रस्ताव था जो लंबित किया ।

पारसेक के मान की गणना करना

2015 की परिभाषा के अनुसार, चाप की लंबाई का 1au1 pc त्रिज्या के वृत्त के केंद्र पर, 1″ का कोण अंतरित करता है अर्थात, परिभाषा के अनुसार 1 पीसी = 1 ऑ/टैन(1″) ≈ 206,264.8 au।^[9] डिग्री/मिनट/सेकेंड इकाइयों को रेडियंस में परिवर्तन पर,

{\frac {1{\text{ pc}}}{1{\text{ au}}}}={\frac {180\times 60\times 60}{\pi }}

, और

1{\text{ au}}=149\,597\,870\,700{\text{ m}}

(au की 2012 की परिभाषा के अनुसार)

इसलिए,

\pi ~\mathrm {pc} =180\times 60\times 60~\mathrm {au} =180\times 60\times 60\times 149\,597\,870\,700~\mathrm {m} =96\,939\,420\,213\,600\,000~\mathrm {m}

(2015 की परिभाषा के अनुसार त्रुटिहीनता)

इसलिए,

1~\mathrm {pc} ={\frac {96\,939\,420\,213\,600\,000}{\pi }}~\mathrm {m} =30\,856\,775\,814\,913\,673~\mathrm {m}

(निकटतम मीटर तक)

लगभग,

पारसेक का आरेख।उपरोक्त चित्र में (पैमाने पर नहीं), S सूर्य का प्रतिनिधित्व करता है, और E पृथ्वी अपनी कक्षा में बिंदु पर है। इस प्रकार दूरी ES खगोलीय इकाई (au) है। कोण SDE आर्कसेकंड है (13600 डिग्री (कोण)) तो परिभाषा के अनुसार D सूर्य से पारसेक की दूरी पर अंतरिक्ष में बिंदु है। त्रिकोणमिति के माध्यम से, दूरी SD की गणना निम्नानुसार की जाती है:

{\begin{aligned}\mathrm {SD} &={\frac {\mathrm {ES} }{\tan 1''}}\\&={\frac {\mathrm {ES} }{\tan \left({\frac {1}{60\times 60}}\times {\frac {\pi }{180}}\right)}}\\&\approx {\frac {1\,\mathrm {au} }{{\frac {1}{60\times 60}}\times {\frac {\pi }{180}}}}={\frac {648\,000}{\pi }}\,\mathrm {au} \approx 206\,264.81~\mathrm {au} .\end{aligned}}

क्योंकि खगोलीय इकाई को परिभाषित किया गया है 149597870700 m,^[10] निम्नलिखित की गणना की जा सकती है:

इसलिए, 1 parsec	≈ 206264.806247096 खगोलीय इकाइयाँ
	≈ 3.085677581×10¹⁶ metres
	≈ 30.856775815 trillion kilometres
	≈ 19.173511577 trillion miles

इसलिए, यदि 1 ly ≈ 9.46×10¹⁵ m,

तब 1 pc ≈ 3.261563777 ly

परिणाम यह है की पारसेक वह दूरी भी है जिससे व्यास में डिस्क खगोलीय इकाई को देखा जाना चाहिए जिसे आर्कसेकेंड का कोणीय व्यास हो (पर्यवेक्षक को D पर और ES पर डिस्क का व्यास रखा जाता है।

गणितीय रूप से, दूरी की गणना करने के लिए, आर्कसेकंड में यंत्रों से प्राप्त कोणीय मापों को देखते हुए, सूत्र होगा:

{\text{Distance}}_{\text{star}}={\frac {{\text{Distance}}_{\text{earth-sun}}}{\tan {\frac {\theta }{3600}}}}

जहां θ आर्कसेकंड, दूरी में मापा गया कोण है_{पृथ्वी सूर्य}स्थिर है (1 au या 1.5813×10⁻⁵ ly). गणना की गई तारकीय दूरी उसी मापन इकाई में होगी जो दूरी में उपयोग की जाती है_{पृथ्वी सूर्य} (उदाहरण के लिए यदि दूरी_{पृथ्वी सूर्य} = 1 au, दूरी के लिए इकाई तारा खगोलीय इकाइयों में है; यदि दूरी_{पृथ्वी सूर्य} = 1.5813×10⁻⁵ ly, दूरी के लिए इकाई तारा प्रकाश वर्ष में है)।

आईएयू 2015 रिज़ॉल्यूशन बी2 में उपयोग किए गए पारसेक की लंबाई^[11] (बिल्कुल 648000/ $π$ खगोलीय इकाइयाँ) लघु-कोण गणना का उपयोग करके प्राप्त किए गए त्रुटिहीन रूप से युग्मित होती हैं। यह क्लासिक व्युत्क्रम-स्पर्शरेखा परिभाषा से लगभग भिन्न है 200 km, यानी केवल 11वें सार्थक अंक के पश्चात होता है। जैसा कि खगोलीय इकाई को आईएयू (2012) द्वारा मीटर में त्रुटिहीन SI लंबाई के रूप में परिभाषित किया गया था, इसलिए अब पारसेक मीटर में त्रुटिहीन एसआई लंबाई 30856775814913673 m से युग्मित होता है। निकटतम मीटर के लिए, छोटा-कोण पारसेक मेल खाता है .

उपयोग और माप

लंबन विधि खगोल भौतिकी में दूरी निर्धारण के लिए मौलिक अंशांकन चरण है; चूँकि, लंबन कोण के भू-आधारित दूरबीन मापन की त्रुटिहीनता लगभग 0.01″तक सीमित है और इस प्रकार 100 pc से अधिक नहीं दूरी वाले तारों के लिए नहीं है।^[12] ऐसा इसलिए है क्योंकि पृथ्वी का वातावरण किसी तारे की छवि की तीक्ष्णता को सीमित करता है।^{[citation needed]} अंतरिक्ष-आधारित टेलीस्कोप इस प्रभाव से सीमित नहीं हैं और जमीन-आधारित अवलोकनों की सीमा से परे वस्तुओं की दूरी को त्रुटिहीन रूप से माप सकते हैं। 1989 और 1993 के बीच, यूरोपीय अंतरिक्ष एजेंसी (ईएसए) द्वारा प्रक्षेपित हिप्पार्कस उपग्रह ने लगभग 0.97 mas, एस्ट्रोमेट्रिक परिशुद्धता के साथ 100000 सितारों लंबन मापा और 1000 pc दूर तक सितारों की तारकीय दूरी के लिए त्रुटिहीन माप प्राप्त किया।^[13]^[14]

ईएसए का गैया मिशन, जिसे 19 दिसंबर 2013 को आरंभ किया गया था, जिसका उद्देश्य 20 माइक्रोआर्कसेकंड के भीतर अरब तारकीय दूरियों को मापना है ,जो धनु राशि के गांगेय केंद्र लगभग 8000 पीसी दूर गैलेक्टिक केंद्र तक माप में 10% की त्रुटि उत्पन्न करता है।