I astronomi er parallaks den tilsyneladende bevægelse fra nærliggende stjerner mod deres baggrund forårsaget af jordens rejse omkring solen. Fordi tættere stjerner ser ud til at bevæge sig mere end fjerne, tillader mængden af tilsyneladende bevægelse astronomer til at bestemme deres afstande ved at måle ændringen i observationsvinklen, som den ser ud fra Jorden.
Den tilsyneladende bevægelse og ændringen i vinkel er så lille, at de er umærkelige for det blotte øje. Faktisk blev den første stjerneparallax kun målt i 1838 af den tyske astronom Friedrich Bessel. Anvendelse af den tangent trigonometriske funktion til den målte parallaksevinkel og den afstand, jorden rejser rundt om solen, giver afstanden til den pågældende stjerne.
TL; DR (for lang; Har ikke læst)
Jordens bevægelse omkring solen frembringer en tilsyneladende bevægelse i nærliggende stjerner, hvilket resulterer i en lille ændring i observationsvinklen for stjernen fra Jorden. Astronomer kan måle denne vinkel og beregne afstanden til den tilsvarende stjerne ved hjælp af den tangent trigonometriske funktion.
Sådan fungerer Parallax
Jorden bevæger sig rundt om solen på en årlig cyklus, hvor afstanden fra jorden til solen er en astronomisk enhed (AU). Dette betyder, at to observationer af en stjerne med seks måneders mellemrum finder sted fra to punkter, der er to AU fra hinanden, når jorden bevæger sig fra den ene ende af sin bane til den anden.
Observationsvinklen for en stjerne ændrer sig let i løbet af de seks måneder, da stjernen ser ud til at bevæge sig mod sin baggrund. Jo mindre vinklen er, jo mindre synes stjernen at bevæge sig og jo længere væk er den. Måling af vinklen og anvendelse af tangenten til trekanten dannet af Jorden, solen og stjernen giver afstanden til stjernen.
Beregning af Parallax
En astronom kan måle en vinkel på 2 buesekunder for den stjerne, han observerer, og han vil beregne afstanden til stjernen. Parallax er så lille, at den måles i sekunder med lysbue svarende til en tresindstyve minuts bue, hvilket igen er en tresindstyvende grad af rotation.
Astronomen ved også, at Jorden har bevæget sig 2 AU mellem observationer. Med andre ord har den retvinklede trekant dannet af Jorden, solen og stjernen en længde på 1 AU for siden mellem Jorden og solen, mens vinklen ved stjernen inden i den retvinklede trekant er halvdelen af den målte vinkel eller 1 bue sekund. Derefter er afstanden til stjernen lig med 1 AU divideret med tangenten på 1 buesekund eller 206.265 AU.
For at gøre det lettere at håndtere enhederne til parallaksmåling defineres parsec som afstanden til en stjerne, der har en parallaksvinkel på 1 buesekund eller 206.265 AU. For at give en ide om de involverede afstande er en AU omkring 93 millioner miles, en parsec er omkring 3,3 lysår, og et lysår er omkring 6 billioner miles. De nærmeste stjerner er flere lysår væk.
Sådan måles Parallax-vinklen
Teleskopernes stigende nøjagtighed gør det muligt for astronomer at måle mindre og mindre parallaxvinkler og nøjagtigt beregne afstandene til stjerner længere og længere væk. For at måle en parallaksvinkel skal en astronom registrere observationsvinklerne for en stjerne med seks måneders mellemrum.
Astronomen vælger et stationært mål tæt på den pågældende stjerne, normalt en fjern galakse, der ikke bevæger sig. Han fokuserer på galaksen og derefter stjernen og måler observationsvinklen mellem dem. Seks måneder senere gentager han processen og registrerer den nye vinkel. Forskellen i observationsvinklerne er parallaxvinklen. Astronomen kan nu beregne afstanden til stjernen.
