I astronomi är parallax den uppenbara rörelsen av närliggande stjärnor mot bakgrunden orsakad av jordens resa runt solen. Eftersom närmare stjärnor verkar flytta sig längre än avlägsna, tillåter mängden synlig rörelse att astronomerna bestämmer sina avstånd genom att mäta förändringen i observationsvinkeln som den framgår av jorden.
Den uppenbara rörelsen och förändringen i vinkeln är så liten att de är omärkliga för blotta ögat. Faktum är att den första stjärnparallaxen endast uppmättes 1838 av den tyska astronomen Friedrich Bessel. Att tillämpa tangentens trigonometriska funktion till den uppmätta parallaxvinkeln och det avstånd som jorden räcker runt solen ger avståndet till stjärnan i fråga.
TL; DR (för länge, läste inte)
Jordens rörelser runt solen ger en uppenbar rörelse i närliggande stjärnor, vilket resulterar i en liten förändring i observationens observation av stjärnan från jorden. Astronomer kan mäta denna vinkel och beräkna avståndet till motsvarande stjärna med hjälp av trigonometrisk tangentfunktion.
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 sex månader från varandra håller sig från två punkter som är två AU, eftersom jorden reser från ena änden av sin omlopp till den andra.
Observationsvinkeln på en stjärna förändras något under de sex månaderna som stjärnan verkar röra sig mot bakgrunden. Ju mindre vinkeln desto mindre verkar stjärnan att flytta och ju längre bort det är. Mät vinkeln och tillämpa tangenten på triangeln som bildas av jorden, solen och stjärnan ger avståndet till stjärnan.
Beräkning av Parallax
En astronom kan mäta en vinkel på 2 ljusbåge sekunder för stjärnan han observerar, och han vill beräkna avståndet till stjärnan. Parallax är så liten, det mäts i sekunder av båge, lika med en sextionedel av en minuts båge, som i sin tur är en sextionde av en grad av rotation.
Astronomen vet också att jorden har flyttat 2 AU mellan observationer. 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 på stjärnan, inuti den rätvinkliga triangeln, är hälften av den uppmätta vinkeln eller en bågs sekund. Sedan är avståndet till stjärnan lika med 1 AU dividerat med tangenten på 1 bågs sekund eller 206 265 AU.
För att göra det enklare att hantera enheterna i parallaxmätning definieras parsec som avståndet till en stjärna som har en parallellvinkel på 1 bågs sekund eller 206 265 AU. För att ge en uppfattning om avstånden är en AU cirka 93 miljoner mil, en parsek är ca 3,3 ljusår och ett ljust år är cirka 6 miljarder mil. De närmaste stjärnorna är flera ljusår borta.
Hur man mäter parallellvinkeln
Den ökande noggrannheten av teleskop gör det möjligt för astronomer att mäta mindre och mindre parallaxvinklar och för att noggrant beräkna avstånden till stjärnor längre och längre bort. För att mäta en parallaxvinkel måste en astronom registrera observationsvinklarna för en stjärna sex månader från varandra.
Astronomen väljer ett stationärt mål nära stjärnan i fråga, vanligtvis en avlägsen galax som inte rör sig. Han fokuserar på galaxen och sedan stjärnan, som 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.
