I astronomi är parallax den uppenbara rörelsen från närliggande stjärnor mot deras bakgrund orsakad av jordens resa runt solen. Eftersom närmare stjärnor verkar röra sig mer än avlägsna, tillåter mängden uppenbar rörelse astronomer för att bestämma deras avstånd genom att mäta förändringen i observationsvinkeln som den ser ut från jorden.
Den uppenbara rörelsen och vinkelförändringen är så små att de är omärkliga för blotta ögat. Faktum är att den första stjärnparallaxen bara mättes 1838 av den tyska astronomen Friedrich Bessel. Att använda den tangent trigonometriska funktionen på den uppmätta parallaxvinkeln och det avstånd som jorden har rest runt solen ger avståndet till stjärnan i fråga.
TL; DR (för lång; Läste inte)
Jordens rörelse runt solen producerar en uppenbar rörelse i närliggande stjärnor, vilket resulterar i en liten förändring i observationsvinkeln för stjärnan från jorden. Astronomer kan mäta denna vinkel och beräkna avståndet till motsvarande stjärna med hjälp av den tangent trigonometriska funktionen.
Hur Parallax fungerar
Jorden rör sig runt solen på en årlig cykel med avståndet från jorden till solen är en astronomisk enhet (AU). Detta innebär att två observationer av en stjärna med sex månaders mellanrum sker från två punkter som är två AU från varandra när jorden färdas från ena änden av sin bana till den andra.
Observationsvinkeln för en stjärna förändras något under de sex månader som stjärnan verkar röra sig mot sin bakgrund. Ju mindre vinkeln desto mindre verkar stjärnan röra sig och desto längre bort är den. Att mäta vinkeln och applicera tangenten på triangeln som bildas av jorden, solen och stjärnan ger avståndet till stjärnan.
Beräkning av parallellax
En astronom kan mäta en vinkel på 2 bågsekunder för stjärnan han observerar, och han vill beräkna avståndet till stjärnan. Parallax är så litet att det mäts i sekunder av bågen, lika med en sexttion av en minut av bågen, vilket i sin tur är en sexttion av en grad av rotation.
Astronomen vet också att jorden har flyttat 2 AU mellan observationerna. Med andra ord har den rätvinkliga triangeln som bildas av jorden, solen och stjärnan en längd på 1 AU för sidan mellan jorden och solen, medan vinkeln vid stjärnan, inuti den rätvinklade triangeln, är hälften av den uppmätta vinkeln eller 1 båge andra. Därefter är avståndet till stjärnan lika med 1 AU dividerat med tangenten 1 bågsekund eller 206.265 AU.
För att göra det lättare att hantera enheterna för parallaxmätning definieras parsec som avståndet till en stjärna som har en parallaxvinkel på 1 bågsekund eller 206 265 AU. För att ge en uppfattning om avstånden är en AU ungefär 93 miljoner miles, en parsec är cirka 3,3 ljusår och ett ljusår är cirka 6 biljoner mil. De närmaste stjärnorna är flera ljusår borta.
Hur man mäter Parallax-vinkeln
Teleskopens ökande noggrannhet gör att astronomer kan mäta mindre och mindre parallaxvinklar och exakt beräkna avstånden till stjärnor längre och längre bort. För att mäta en parallaxvinkel måste en astronom registrera observationsvinklarna för en stjärna med sex månaders mellanrum.
Astronomen väljer ett stationärt mål nära stjärnan i fråga, vanligtvis en avlägsen galax som inte rör sig. Han fokuserar på galaxen och sedan på stjärnan och mäter observationsvinkeln mellan dem. Sex månader senare upprepar han processen och registrerar den nya vinkeln. Skillnaden i observationsvinklarna är parallaxvinkeln. Astronomen kan nu beräkna avståndet till stjärnan.