In der Astronomie ist Parallaxe die scheinbare Bewegung naher Sterne vor ihrem Hintergrund, die durch die Bewegung der Erde um die Sonne verursacht wird. Da sich nähere Sterne mehr zu bewegen scheinen als entfernte, lässt die scheinbare Bewegung zu Astronomen, um ihre Entfernungen zu bestimmen, indem sie die Änderung des Beobachtungswinkels messen, wie es erscheint von der Erde.
Die scheinbare Bewegung und die Winkeländerung sind so gering, dass sie mit bloßem Auge nicht wahrnehmbar sind. Tatsächlich wurde die erste stellare Parallaxe erst 1838 vom deutschen Astronomen Friedrich Bessel gemessen. Die Anwendung der tangentialen trigonometrischen Funktion auf den gemessenen Parallaxenwinkel und die von der Erde zurückgelegte Entfernung um die Sonne ergibt die Entfernung zum fraglichen Stern.
TL; DR (zu lang; nicht gelesen)
Die Bewegung der Erde um die Sonne erzeugt eine scheinbare Bewegung in nahen Sternen, was zu einer kleinen Änderung des Beobachtungswinkels des Sterns von der Erde führt. Astronomen können diesen Winkel messen und mit der tangential trigonometrischen Funktion die Entfernung zum entsprechenden Stern berechnen.
Wie Parallaxe funktioniert
Die Erde bewegt sich in einem jährlichen Zyklus um die Sonne, wobei der Abstand von der Erde zur Sonne eine Astronomische Einheit (AE) beträgt. Dies bedeutet, dass zwei Beobachtungen eines Sterns im Abstand von sechs Monaten von zwei Punkten aus stattfinden, die zwei AE voneinander entfernt sind, während die Erde von einem Ende ihrer Umlaufbahn zum anderen wandert.
Der Beobachtungswinkel eines Sterns ändert sich während der sechs Monate leicht, da sich der Stern vor seinem Hintergrund zu bewegen scheint. Je kleiner der Winkel, desto weniger scheint sich der Stern zu bewegen und desto weiter ist er entfernt. Das Messen des Winkels und das Anwenden der Tangente an das von Erde, Sonne und Stern gebildete Dreieck ergibt die Entfernung zum Stern.
Berechnung der Parallaxe
Ein Astronom könnte für den Stern, den er beobachtet, einen Winkel von 2 Bogensekunden messen und die Entfernung zum Stern berechnen. Die Parallaxe ist so klein, dass sie in Bogensekunden gemessen wird, was einem Sechzigstel einer Bogenminute entspricht, was wiederum einem Sechzigstel einer Drehung entspricht.
Der Astronom weiß auch, dass sich die Erde zwischen den Beobachtungen um 2 AE bewegt hat. Mit anderen Worten, das rechtwinklige Dreieck aus Erde, Sonne und Stern hat eine Länge von 1 AE für die Seite zwischen der Erde und der Sonne, während der Winkel am Stern innerhalb des rechtwinkligen Dreiecks die Hälfte des gemessenen Winkels oder 1 Bogen. beträgt zweite. Dann ist die Entfernung zum Stern gleich 1 AE geteilt durch die Tangente von 1 Bogensekunde oder 206.265 AE.
Um die Handhabung der Parallaxenmaßeinheiten zu erleichtern, wird Parsec als die Entfernung zu einem Stern mit einem Parallaxenwinkel von 1 Bogensekunde oder 206.265 AE definiert. Um eine Vorstellung von den Entfernungen zu geben, beträgt eine AE etwa 93 Millionen Meilen, ein Parsec etwa 3,3 Lichtjahre und ein Lichtjahr etwa 6 Billionen Meilen. Die nächsten Sterne sind mehrere Lichtjahre entfernt.
So messen Sie den Parallaxenwinkel
Die zunehmende Genauigkeit von Teleskopen ermöglicht es Astronomen, immer kleinere Parallaxenwinkel zu messen und die Entfernungen zu immer weiter entfernten Sternen genau zu berechnen. Um einen Parallaxenwinkel zu messen, muss ein Astronom die Beobachtungswinkel eines Sterns im Abstand von sechs Monaten aufzeichnen.
Der Astronom wählt ein stationäres Ziel in der Nähe des betreffenden Sterns, normalerweise eine ferne Galaxie, die sich nicht bewegt. Er konzentriert sich auf die Galaxie und dann auf den Stern und misst den Beobachtungswinkel zwischen ihnen. Sechs Monate später wiederholt er den Vorgang und zeichnet den neuen Blickwinkel auf. Der Unterschied in den Beobachtungswinkeln ist der Parallaxenwinkel. Der Astronom kann nun die Entfernung zum Stern berechnen.