Parallakse

Fra Wikipedia, den frie encyklopedi
Gå til: navigasjon, søk

Parallakse 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[rediger | rediger kilde]

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, i tillegg til å vite alle vinklene i nettverket, man vet lengden til bare én side. Slik vil en nøye oppmåling av en baselinje kunne bestemme alle de andre sidene i nettverket. I 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[rediger | rediger kilde]

Når vi strekker ut armen, holder en finger i været og lukker øyene 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, slik at den kunne bestemme parallaksen med en nøyaktighet på 0,002 buesekunder. I 2012 skal ESA skyte opp satellitten Gaia, som skal levere atskillig mer detaljerte data om posisjon og bevegelser til enda fjernere objekter.

Eksempel:

Avstandsbestemmelse med parallaksemetoden

Hvor langt er det til Proxima Centauri, solens nærmeste kjente stjerne Parallaksen er 0,000211° .

Svar: a = 1,50 . 1011 m, p = 0,000211° Þ

r = \frac{a}{\sin p} = \frac{1,50 \times10^{11} m}{\sin 0,000211^o} = 4,07 \times 10^{16} m = 4,3 \mbox{ lysår}


Avstanden til Proxima Centauri er 4,3 lysår.

Se også[rediger | rediger kilde]

StubbDenne artikkelen er dessverre kort eller mangelfull. Hvis du vet mer om emnet, kan du hjelpe Wikipedia ved å utvide den eller foreslå endringer.