Nastco/iStock/GettyImages

Förstå Stellar Parallax

Inom astronomi hänvisar parallax till den uppenbara förskjutningen av en närliggande stjärna mot den avlägsna bakgrunden när jorden kretsar runt solen. Eftersom förskjutningen är större för närmare stjärnor, reflekterar den uppmätta vinkeln direkt stjärnans avstånd.

TL;DR (för lång; läste inte)

Genom att observera en stjärna från motsatta sidor av jordens omloppsbana fångar astronomer en liten vinkelförskjutning. Skiftet, mätt i bågsekunder, kan omvandlas till avstånd med hjälp av grundläggande trigonometri.

Hur mätningen fungerar

När jorden färdas runt solen ändras dess position med ungefär 2 astronomiska enheter (AU) under ett sexmånadersintervall. När en stjärna observeras i början och slutet av detta intervall, ändras dess skenbara position något. Ju mindre förskjutning, desto längre stjärna.

Den rätvinkliga triangeln som bildas av jorden, solen och stjärnan har ett ben på 1AU. Parallaxvinkeln (p) är halva den observerade förskjutningen. Stjärnans avstånd (d) följer av relationen d=1AU/tanp.

Illustrativ beräkning

Anta att en astronom registrerar en parallax på 2 bågsekunder för en målstjärna. Halvvinkeln är 1 bågsekund. Att koppla in detta i formeln ger:

d = 1 AU / tan(1″) ≈ 206,265 AU.

Per definition är en parsec avståndet till en stjärna vars parallax är 1 bågsekund – cirka 206 265 AU, eller 3,3 ljusår. En AU är ungefär 93 miljoner miles, medan ett ljusår är ungefär 6 biljoner miles.

Mäta parallaxvinkeln

Moderna teleskop kan upptäcka vinklar som är mycket mindre än en enda bågsekund, vilket gör det möjligt att mäta avstånd för stjärnor tusentals ljusår bort. Processen innefattar:

1. Välja ett fast, avlägset bakgrundsobjekt (ofta en galax) som fungerar som referenspunkt.
2. Mätning av vinkelseparationen mellan stjärnan och referensen vid en punkt i jordens omloppsbana.
3. Upprepa mätningen sex månader senare från motsatt sida av banan.
4. Beräkning av skillnaden mellan de två vinklarna – det vill säga parallaxvinkeln.
5. Använda tangentformeln för att omvandla vinkeln till ett avstånd.

Varje successiv förbättring av teleskopprecision utökar omfånget av stjärnor vars avstånd kan kartläggas, vilket bildar ryggraden i den kosmiska avståndsstegen.