W astronomii paralaksa to pozorny ruch pobliskich gwiazd na ich tle spowodowany ruchem Ziemi wokół Słońca. Ponieważ bliższe gwiazdy wydają się poruszać bardziej niż odległe, pozwala na to wielkość ruchu pozornego astronomowie, aby określić swoje odległości, mierząc zmianę kąta obserwacji, jak się wydaje z ziemi.
Pozorny ruch i zmiana kąta są tak małe, że niezauważalne gołym okiem. W rzeczywistości pierwsza paralaksa gwiezdna została zmierzona dopiero w 1838 r. przez niemieckiego astronoma Friedricha Bessela. Zastosowanie stycznej funkcji trygonometrycznej do zmierzonego kąta paralaksy i odległości przebytej przez Ziemię wokół Słońca daje odległość do danej gwiazdy.
TL; DR (zbyt długi; Nie czytałem)
Ruch Ziemi wokół Słońca powoduje pozorny ruch pobliskich gwiazd, co skutkuje niewielką zmianą kąta obserwacji gwiazdy z Ziemi. Astronomowie mogą zmierzyć ten kąt i obliczyć odległość do odpowiedniej gwiazdy za pomocą funkcji trygonometrycznej stycznej.
Jak działa paralaksa
Ziemia porusza się wokół Słońca w cyklu rocznym, przy czym odległość od Ziemi do Słońca wynosi jedną jednostkę astronomiczną (AU). Oznacza to, że dwie obserwacje gwiazdy w odstępie sześciu miesięcy odbywają się z dwóch punktów oddalonych od siebie o dwie jednostki astronomiczne, gdy Ziemia przemieszcza się z jednego końca swojej orbity na drugi.
Kąt obserwacji gwiazdy zmienia się nieznacznie w ciągu sześciu miesięcy, gdy gwiazda wydaje się poruszać na swoim tle. Im mniejszy kąt, tym mniej gwiazda wydaje się poruszać i tym dalej się znajduje. Pomiar kąta i przyłożenie stycznej do trójkąta utworzonego przez Ziemię, Słońce i gwiazdę daje odległość do gwiazdy.
Obliczanie paralaksy
Astronom może zmierzyć kąt 2 sekund kątowych dla obserwowanej przez siebie gwiazdy i chce obliczyć odległość do gwiazdy. Paralaksa jest tak mała, że mierzy się ją w sekundach łuku, co odpowiada jednej sześćdziesiątej jednej minuty łuku, co z kolei odpowiada jednej sześćdziesiątej stopnia obrotu.
Astronom wie również, że Ziemia przemieściła się o 2 jednostki astronomiczne pomiędzy obserwacjami. Innymi słowy, trójkąt prostokątny utworzony przez Ziemię, Słońce i gwiazdę ma długość 1 AU dla boku pomiędzy Ziemia i Słońce, podczas gdy kąt pod gwiazdą wewnątrz trójkąta prostokątnego jest połową zmierzonego kąta lub 1 łuku druga. Wtedy odległość do gwiazdy wynosi 1 AU podzielona przez tangens 1 sekundy kątowej, czyli 206 265 AU.
Aby ułatwić obsługę jednostek miary paralaksy, parsek definiuje się jako odległość do gwiazdy, która ma kąt paralaksy równy 1 sekundzie kątowej, czyli 206 265 AU. Aby dać pewne pojęcie o odległościach, jedna jednostka astronomiczna to około 93 miliony mil, jeden parsek to około 3,3 roku świetlnego, a rok świetlny to około 6 bilionów mil. Najbliższe gwiazdy są oddalone o kilka lat świetlnych.
Jak zmierzyć kąt paralaksy?
Rosnąca dokładność teleskopów pozwala astronomom mierzyć coraz mniejsze kąty paralaksy i precyzyjnie obliczać odległości do coraz odleglejszych gwiazd. Aby zmierzyć kąt paralaksy, astronom musi zarejestrować kąty obserwacji gwiazdy w odstępie sześciu miesięcy.
Astronom wybiera nieruchomy cel w pobliżu danej gwiazdy, zwykle odległą galaktykę, która się nie porusza. Skupia się na galaktyce, a następnie na gwieździe, mierząc kąt obserwacji między nimi. Sześć miesięcy później powtarza proces i rejestruje nowy kąt. Różnica w kątach obserwacji to kąt paralaksy. Astronom może teraz obliczyć odległość do gwiazdy.
