I astronomi er parallaks den tilsynelatende bevegelsen til nærliggende stjerner mot deres bakgrunn forårsaket av jordas reise rundt solen. Fordi nærmere stjerner ser ut til å bevege seg mer enn fjerne, tillater mengden tilsynelatende bevegelse astronomer for å bestemme avstandene sine ved å måle endringen i observasjonsvinkelen slik den ser ut fra jorden.
Den tilsynelatende bevegelsen og endringen i vinkelen er så liten at de er umerkelig for det blotte øye. Faktisk ble den første stjerneparallaxen bare målt i 1838 av den tyske astronomen Friedrich Bessel. Å bruke den tangent trigonometriske funksjonen til den målte parallaksvinkelen og avstanden som jorden har reist rundt solen gir avstanden til den aktuelle stjernen.
TL; DR (for lang; Leste ikke)
Jordens bevegelse rundt solen gir en tilsynelatende bevegelse i nærliggende stjerner, noe som resulterer i en liten endring i observasjonsvinkelen til stjernen fra jorden. Astronomer kan måle denne vinkelen og beregne avstanden til den tilsvarende stjernen ved hjelp av den tangente trigonometriske funksjonen.
Hvordan Parallax fungerer
Jorden beveger seg rundt solen på en årlig syklus med avstanden fra jorden til solen som en astronomisk enhet (AU). Dette betyr at to observasjoner av en stjerne med seks måneders mellomrom finner sted fra to punkter som er to AU fra hverandre når jorden beveger seg fra den ene enden av sin bane til den andre.
Observasjonsvinkelen til en stjerne endres litt i løpet av de seks månedene ettersom stjernen ser ut til å bevege seg mot bakgrunnen. Jo mindre vinkelen er, desto mindre ser stjernen ut til å bevege seg og jo lenger unna er den. Å måle vinkelen og bruke tangenten til trekanten som er dannet av jorden, solen og stjernen gir avstanden til stjernen.
Beregning av Parallax
En astronom kan måle en vinkel på 2 buesekunder for stjernen han observerer, og han vil beregne avstanden til stjernen. Parallaks er så liten at den måles i sekunder med lysbue, lik en seksti av ett minutts lysbue, som igjen er en seksti av en grad av rotasjon.
Astronomen vet også at jorden har flyttet 2 AU mellom observasjonene. Med andre ord, den rettvinklede trekanten dannet av jorden, solen og stjernen har en lengde på 1 AU for siden mellom Jorden og solen, mens vinkelen på stjernen, inne i den rettvinklede trekanten, er halvparten av den målte vinkelen eller 1 bue sekund. Deretter er avstanden til stjernen lik 1 AU delt på tangenten på 1 buesekund eller 206 265 AU.
For å gjøre det lettere å håndtere enhetene for parallaksmåling, defineres parsec som avstanden til en stjerne som har en parallaksvinkel på 1 buesekund, eller 206 265 AU. For å gi en ide om avstandene involvert, er en AU omtrent 93 millioner miles, en parsec er omtrent 3,3 lysår, og et lysår er omtrent 6 billioner miles. De nærmeste stjernene er flere lysår unna.
Hvordan måle den parallelle vinkelen
Den økende nøyaktigheten til teleskoper gjør det mulig for astronomer å måle mindre og mindre parallaksevinkler og nøyaktig beregne avstandene til stjerner lenger og lenger unna. For å måle en parallaksvinkel må en astronom registrere observasjonsvinklene til en stjerne med seks måneders mellomrom.
Astronomen velger et stasjonært mål nær stjernen i spørsmålet, vanligvis en fjern galakse som ikke beveger seg. Han fokuserer på galaksen og deretter stjernen, og måler observasjonsvinkelen mellom dem. Seks måneder senere gjentar han prosessen og registrerer den nye vinkelen. Forskjellen i observasjonsvinklene er parallaksvinkelen. Astronomen kan nå beregne avstanden til stjernen.