Parallakse

Parallakse (gresk: παράλλαξις, parállaxis) er endringen i posisjonen til to stasjonære punkter relativt til hverandre sett av en observatør, som følge av observatørens bevegelse. Det er den tilsynelatende forflytningen av ett objekt i forhold til en bakgrunn på grunn av endring i observatørens posisjon.

Bruk til avstandsberegninger

Ved å observere parallakse, måle vinkler og bruke geometri, kan man bestemme avstanden til forskjellige objekter. Når man bruker dette i forbindelse med stjerner, kalles effekten for stellar parallakse. Den første målingen av stellar parallakse i nyere tid ble gjort av Friedrich Bessel i 1838, for stjernen 61 Cygni.

Avstandsberegning ved hjelp av parallakse er et spesialtilfelle av prinsippet triangulering, hvor man kan finne alle sidene og vinklene i et nettverk av triangler hvis man, i tillegg til at man kjenner alle vinklene i nettverket, vet lengden til bare én side. Slik kan man ved en nøyaktig oppmåling av en grunnlinje bestemme alle de andre sidene i nettverket. I en parallakse er trekanten ekstremt lang og smal, og ved å måle kortsiden og den lille toppvinkelen (de to andre vinklene er da nær 90 grader) vil man kunne bestemme de lange sidene (som i praksis er like lange).

Den trigonometriske parallaksemetoden

Når vi strekker ut armen, holder en finger i været og lukker øynene vekselvis, flytter fingeren seg tilsynelatende i forhold til bakgrunnen. Dette fenomenet kalles parallakse. Årsaken er at vi ser på fingeren med litt forskjellig vinkel om vi ser med høyre eller venstre øye. Beveger vi fingeren nærmere ansiktet blir forflytningen større. Den tilsynelatende forflytningen blir enda større om vi flytter hodet til sidene. Dette prinsippet utnyttes til å bestemme avstanden til nære stjerner. Øyeavstanden er diameteren i jordas bane rundt solen. Så foretar man nøyaktige bestemmelser av vinkelen p, parallaksen til stjernen, som er halve vinkelen til den observerte forflytningen. Som referanse ved vinkelmålingene bruker man fjerne stjerner som ikke har noen synlig parallakse.

Av figuren ser vi at

$\sin p={\frac {a}{r}}$

der p = parallaksevinkelen, a = den store halvaksen i jordas bane rundt solen, r = avstanden til stjernen. Avstanden er altså

$r={\frac {a}{\sin p}}$

Vi ser at parallaksevinkelen er veldig liten, selv for den nærmeste nabostjernen. Jo lengre borte en stjerne er, desto mindre blir parallaksevinkelen. Dette setter begrensninger for denne metoden for avstandsbestemmelse. ESA-satellitten Hipparcos, som var i drift fra 1989 – 1993, foretok de mest nøyaktige parallaksemålinger hittil. Målingene ble ikke forstyrret av atmosfæren, derfor kunne Hipparcos bestemme parallaksen med en nøyaktighet på 0,002 buesekunder. I 2013 skjøt ESA opp satellitten Gaia, som skulle levere atskillig mer detaljerte data om posisjon og bevegelser til enda fjernere objekter. Gaia skulle egentlig blitt skutt opp i 2012, men prosjektet ble utsatt.

Eksempel: Avstandsbestemmelse med parallaksemetoden

For å beregne avstanden til Proxima Centauri, solens nærmeste kjente stjerne, der parallaksen er 0,000211°, setter man opp følgende ligning:

a = 1,50 . 1011 m, p = 0,000211° Þ

$r={\frac {a}{\sin p}}={\frac {1,50\times 10^{11}m}{\sin 0,000211^{o}}}=4,07\times 10^{16}m=4,3{\mbox{ lysår}}$

Regnestykket viser at avstanden til Proxima Centauri er 4,3 lysår.

Se også

• Astrometri

Referanser

Denne artikkelen er en spire. Du kan hjelpe Wikipedia ved å utvide den.