Innhold
- TL; DR (for lang; ikke lest)
- Hvordan Parallax fungerer
- Beregning av parallaks
- Hvordan måle parallaksvinkelen
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, lar mengden tilsynelatende bevegelse astronomer bestemme avstandene ved å måle endringen i observasjonsvinkelen slik den ser ut fra Jorden.
Den tilsynelatende bevegelsen og endringen i vinkel er så liten at de er umerkelige for det blotte øye. Faktisk ble den første stjerneparallaksen først målt i 1838 av den tyske astronomen Friedrich Bessel. Å bruke tangens trigonometrisk funksjon på den målte parallaksvinkelen og avstanden som jorden har tilbakelagt rundt solen, gir avstanden til den aktuelle stjernen.
TL; DR (for lang; ikke lest)
Jordens bevegelse rundt solen gir en tilsynelatende bevegelse i stjerner i nærheten, 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 å bruke tangent trigonometrisk funksjon.
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 bane til den andre.
Observasjonsvinkelen til en stjerne endres litt i løpet av det seks måneder da stjernen ser ut til å bevege seg mot bakgrunnen. Jo mindre vinkel, jo mindre ser det ut til at stjernen beveger seg og jo lenger vekk den er. Måling av vinkelen og påføring av tangenten til trekanten dannet av jorden, solen og stjernen gir avstanden til stjernen.
Beregning av parallaks
En astronom kan måle en vinkel på 2 bue sekunder for stjernen han observerer, og han vil beregne avstanden til stjernen. Parallax er så liten at den måles i sekunder med lysbue, lik en seksti av ett minutt med lysbue, som igjen er en seksti av rotasjonsgraden.
Astronomen vet også at Jorden har flyttet 2 AU mellom observasjoner. 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 ved stjernen, inne i den rettvinklede trekanten, er halvparten av den målte vinkelen eller 1 bue sekund. Deretter tilsvarer avstanden til stjernen 1 AU delt med tangenten på 1 bue sekund eller 206,265 AU.
For å gjøre det enklere å håndtere enhetene for parallaksemåling, er parsec definert som avstanden til en stjerne som har en parallaksvinkel på 1 bue sekund, eller 206.265 AU. For å gi et innblikk i avstandene er en AU omtrent 93 millioner miles, en parsec er omtrent 3,3 lysår, og et lysår er omtrent 6 billioner mil. De nærmeste stjernene er flere lysår unna.
Hvordan måle parallaksvinkelen
Den økende nøyaktigheten til teleskoper gjør at astronomer kan måle mindre og mindre parallaksvinkler 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 den aktuelle stjernen, 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.