La parallakse er vinkelafvigelsen af den tilsyneladende position af et objekt, afhængigt af det valgte synspunkt. Dette har visse anvendelser i astronomiens verden både til at måle afstande og til at visualisere himmellegemer. Mange mennesker ved ikke, hvad parallakse er.
Derfor vil vi i denne artikel fortælle dig, hvad parallaksen er, hvad dens egenskaber er og dens betydning.
hvad er parallakse
Parallaxe involverer at placere dine fingre foran dine øjne. Baggrunden bør ikke være ensartet. Ser man først med det ene øje og derefter med det andet uden at bevæge hovedet eller fingeren, kan det ses, at fingerens position ændres i forhold til baggrunden. Hvis vi bringer vores finger tættere på øjet og ser igen med det ene øje og så med det andet, de to fingerpositioner på baggrunden dækker en større del.
Det skyldes, at der er et par centimeter mellem øjnene, så den imaginære linje, der forbinder fingrene med det ene øje, laver en vinkel med den imaginære linje, der forbinder fingrene med det andet øje. Hvis vi forlænger disse to imaginære linjer til bunden, vil vi have to punkter svarende til de to forskellige positioner af fingrene.
Jo tættere vi placerer fingeren på øjet, jo større er vinklen og jo større er den tilsyneladende forskydning. Hvis øjnene var længere fra hinanden, ville vinklen dannet af de to linjer øges mere, så den tilsyneladende forskydning af fingeren fra baggrunden ville være større.
parallakse i astronomi
Det gælder også for planeter. Faktisk, månen er så langt væk, at vi ikke kan se nogen forskel, når vi ser på den med øjnene. Men hvis vi ser på Månen på baggrund af en stjernehimmel fra to observatorier med hundrede kilometer fra hinanden, bemærker vi et par ting. Fra det første observatorium ville vi se en kant af månen i en vis afstand fra en bestemt stjerne, mens den samme kant ved det andet observatorium ville være i en anden afstand fra den samme stjerne.
Ved at kende Månens tilsyneladende forskydning i forhold til stjernebaggrunden og afstanden mellem de to observatorier, kan denne afstand beregnes ved hjælp af trigonometri.
Dette eksperiment fungerer perfekt, fordi Månens tilsyneladende forskydning i forhold til stjernehimlens baggrund er meget stor, når observatørens position ændres. Astronomer har normaliseret denne forskydning for at imødekomme situationen, hvor en observatør ser månen i horisonten, mens den anden er over den. Trekantens basis er lig med jordens radius, og den vinkel den danner med månens toppunkt er den "vandrette parallakse ved ækvator". Dens værdi er 57,04 bueminutter eller 0,95 radianer.
Faktisk en betydelig forskydning, da den svarer til det dobbelte af fuldmånens tilsyneladende diameter. Dette er en størrelse, der kan måles med tilstrækkelig præcision til at få en god værdi for afstanden til Månen. Denne afstand, beregnet ved hjælp af parallakse, stemmer meget godt overens med tallene opnået ved den gamle metode med skygger kastet af Jorden under måneformørkelser.
desværre, forholdene i 1600 tillod ikke at placere observatoriet langt nok, hvilket kombineret med de store afstande, hvorpå planeterne blev opdaget, gjorde den tilsyneladende forskydning mod stjernehimlens baggrund for lille til at være nøjagtig.
Typer
Vi kan sige, at der er to typer parallakse:
- Geocentrisk parallakse: Når den anvendte radius er jorden.
- Spiral centroid eller årlig parallakse: Når den anvendte radius er Jordens kredsløb omkring solen.
Hvis vi observerer en stjerne i januar og juni, vil Jorden være i to relative positioner i Jordens kredsløb. Vi kan måle ændringer i stjernens tilsyneladende position. Jo større parallaksen er, jo tættere er den stjerne. Til dette bruges parsec som enheden, der er defineret som den reciproke af den trekantede parallakse målt i buesekunder.
parallakse undersøgelser
Senere kom teleskoperne opfundet eller modificeret af den italienske videnskabsmand Galileo Galilei. Teleskoper kan nemt måle vinkelafstande, som ikke kan registreres med det blotte øje.
Planeterne med den største parallakse er de nærmeste planeter, nemlig Mars og Venus. Venus er så tæt på solen under dens nærmeste passage, at den ikke kan observeres, undtagen når den er synlig på baggrund af solskiven under dens passage. Derefter, det eneste tilfælde, hvor parallakse måles, er Mars.
Den første teleskopiske måling af planetparallakse blev foretaget i 1671. De to observatører var den franske astronom Jean Richel, der ledede den videnskabelige ekspedition til Cayenne, Fransk Guyana, og den italiensk-franske astronom Giovanni Cassini, som blev i Paris. De observerede Mars på samme tid som muligt og noterede dens position i forhold til den nærmeste stjerne. Ved at beregne den observerede positionsforskel ved at kende afstanden fra Cayenne til Paris, beregnes afstanden fra Mars på måletidspunktet.
Når den er færdig, vil skalaen af Kepler-modellen være tilgængelig, hvilket giver os mulighed for at beregne alle andre afstande i solsystemet. Cassini estimerede afstanden mellem Sol og Jord til 140 millioner kilometer, 9 millioner kilometer mindre end det reelle tal, men resultaterne af det første forsøg var meget gode.
Senere blev der foretaget mere præcise målinger af planetparallaksen. Nogle på Venus, hvor den passerer præcis mellem Jorden og Solen, kan ses som en lille mørk cirkel på solskiven. Disse transitter fandt sted i 1761 og 1769. Hvis det fra to forskellige observatorier kan verificeres, at Venus' kontakt med solskiven og tidspunktet for dens adskillelse fra solskiven, dvs. varigheden af transitten er forskellig fra observatorium til observatorium. Ved at kende disse ændringer og afstanden mellem de to observatorier kan Venus parallakse beregnes. Med disse data kan du beregne afstanden til Venus og derefter til Solen.
Jeg håber, at du med denne information kan lære mere om, hvad parallakse er og dens egenskaber.