Innehåll
- TL; DR (för lång; läste inte)
- Hur Parallax fungerar
- Beräkning av parallax
- Hur man mäter parallaxvinkeln
I astronomi är parallax den uppenbara rörelsen från närliggande stjärnor mot deras bakgrund orsakad av jordens resor runt solen. Eftersom närmare stjärnor verkar röra sig mer än avlägsna, tillåter mängden uppenbar rörelse astronomer att bestämma deras avstånd genom att mäta förändringen i observationsvinkeln som den ser ut från jorden.
Den uppenbara rörelsen och förändringen i vinkel är så små att de är omöjliga för det blotta ögat. Faktum är att den första stjärnparallaxen mättes först 1838 av den tyska astronomen Friedrich Bessel. Att tillämpa tangent trigonometrisk funktion på den uppmätta parallaxvinkeln och avståndet som jorden reste runt solen ger avståndet till stjärnan i fråga.
TL; DR (för lång; läste inte)
Jordens rörelse runt solen ger 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 tangent trigonometrisk funktion.
Hur Parallax fungerar
Jorden rör sig runt solen på en årlig cykel med avståndet från jorden till solen som en astronomisk enhet (AU). Detta innebär att två observationer av en stjärna med sex månader från varandra sker från två punkter som är två AU från varandra när jorden rör sig från den ena änden av sin bana till den andra.
Observationsvinkeln för en stjärna förändras något under de sex månaderna när stjärnan verkar röra sig mot dess bakgrund. Ju mindre vinkeln, desto mindre verkar stjärnan röra sig och desto längre bort är den. Att mäta vinkeln och applicera tangenten på den triangel som bildas av jorden, solen och stjärnan ger avståndet till stjärnan.
Beräkning av parallax
En astronom kan mäta en vinkel på 2 bågsekunder för stjärnan han observerar, och han vill beräkna avståndet till stjärnan. Parallaxen är så liten att den mäts i bågsekunder, lika med en sekstens enbågs minut, vilket i sin tur är en sekstiotals rotationsgrad.
Astronomen vet också att jorden har flyttat 2 AU mellan observationer. Med andra ord, den rätvinklade triangeln som bildas av jorden, solen och stjärnan har en längd på 1 AU för sidan mellan jorden och solen, medan vinkeln vid stjärnan, inuti den rätvinklade triangeln, är halva den uppmätta vinkeln eller 1 bågsekund. Sedan är avståndet till stjärnan lika med 1 AU dividerat med tangenten på 1 bågsekund eller 206 265 AU.
För att göra det enklare 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 de berörda avstånden är en AU cirka 93 miljoner miles, en parsec är cirka 3,3 ljusår och ett ljusår är cirka 6 biljoner mil. De närmaste stjärnorna är flera ljusår bort.
Hur man mäter parallaxvinkeln
Den ökande noggrannheten hos teleskop gör det möjligt för astronomer att mäta mindre och mindre parallaxvinklar och att exakt beräkna avståndet 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 den aktuella stjärnan, vanligtvis en avlägsen galax som inte rör sig. Han fokuserar på galaxen och sedan stjärnan och mäter observationsvinkeln mellan dem. Sex månader senare upprepar han processen och registrerar den nya vinkeln. Skillnaden i observationsvinklar är parallaxvinkeln. Astronomen kan nu beräkna avståndet till stjärnan.