年周視差

年周視差(ねんしゅうしさ)とは、地球の公転運動による視差のために天体の天球上の位置が公転周期と同じ周期で変化して見える現象のことである。

年周視差による天体の見かけ上の運動は天球上の天体の黄緯によって異なる。 黄緯±90度(黄道極)付近においては円運動をするように見える。 黄緯が小さくなるにつれて黄緯方向を長軸とする楕円運動になり、黄緯0度(黄道上)では直線上を往復する運動となる。 年周視差の大きさは楕円運動の長軸の長さの半分の角距離で表す。

年周視差の大きさは地球からの天体の距離に反比例して小さくなる。 そのため年周視差が測定できれば、地球からその天体までの距離を知ることができる。 地球からの天体の距離が3.26光年にある時、年周視差はちょうど1秒となる。 天体の距離を表す単位であるパーセク(per sec)はこれに由来する。

年周視差の大きさは非常に小さいため、その観測は非常に困難であった。 もっとも地球に近い恒星であるケンタウルス座α星でも年周視差はわずか0.76秒である。 これは271 m先にある物体を1 mmずらしたときに発生する視差を検出することに等しい。 ティコ・ブラーエは年周視差が観測できなかったことを地動説を否定し天動説を支持する理由に挙げている。 地動説を支持する直接の証拠としては年周光行差の方が先に観測に成功した。 初めて年周視差の観測に成功したのはフリードリッヒ・ヴィルヘルム・ベッセルで1838年にはくちょう座61番星の年周視差が0.314秒であることを確認した。

大気の揺らぎなどにより地球上からの精密な年周視差の値の測定は難しい。 そのため宇宙空間から年周視差の測定を行うため、1989年にヒッパルコス衛星が打ち上げられた。 その結果118,274個の恒星の年周視差が1/1,000秒角の精度で測定され、これらの恒星の距離の精度が大きく向上した。