Av Suzanne S. Wiley • Uppdaterad 24 mars 2022
Richy_B/iStock/GettyImages
När vi observerar en stjärna från jorden beror den lilla förskjutningen i dess skenbara position – kallad stjärnparallax – på vår planets omloppsbana. Parallax mäts som vinkeln av jordens position nu, stjärnan och jordens position tre månader tidigare eller senare. Eftersom dessa vinklar är små uttrycker vi dem i bågsekunder (1/3600 av en grad). Avståndet till stjärnan, uttryckt i parsecs, härleds från den reciproka av dess parallax i bågsekunder.
Avstånd (parsecs) =1 ÷ parallax (bågsekunder). Om parallaxen ges i millibågsekunder, dividera först med 1000 och ta sedan den reciproka.
Några av de längsta stjärnorna har parallaxvärden skrivna i millibågsekunder. För att konvertera, dividera helt enkelt med 1000. Till exempel, 3mas =0,003″.
Ta det reciproka av parallaxen i bågsekunder. Till exempel är ProximaCentauris parallax 0,77″, vilket ger ett avstånd på 1 ÷ 0,77 ≈ 1,30 parsecs. Ju längre en stjärna är, desto mindre är dess parallax och desto större blir det resulterande parsec-värdet.
Med avståndet i hand kan du relatera skenbara och absoluta magnituder med formeln:
m–M=–5+5×log₁₀(d), där d är avstånd i parsecs.
Använd LOG-tangenten på din räknare för att beräkna logaritmen.
