La παράλλαξη είναι η γωνιακή απόκλιση της φαινομενικής θέσης ενός αντικειμένου, ανάλογα με την επιλεγμένη οπτική γωνία. Αυτό έχει ορισμένες εφαρμογές στον κόσμο της αστρονομίας τόσο για τη μέτρηση αποστάσεων όσο και για την οπτικοποίηση ουράνιων αντικειμένων. Πολλοί άνθρωποι δεν γνωρίζουν τι είναι η παράλλαξη.
Επομένως, σε αυτό το άρθρο θα σας πούμε τι είναι η παράλλαξη, ποια είναι τα χαρακτηριστικά της και η σημασία της.
τι είναι η παράλλαξη
Το Parallax περιλαμβάνει την τοποθέτηση των δακτύλων σας μπροστά στα μάτια σας. Το φόντο δεν πρέπει να είναι ομοιόμορφο. Κοιτάζοντας πρώτα με το ένα μάτι και μετά με το άλλο χωρίς να μετακινήσετε το κεφάλι ή το δάχτυλο, μπορείτε να δείτε ότι η θέση του δακτύλου αλλάζει σε σχέση με το φόντο. Αν φέρουμε το δάχτυλό μας πιο κοντά στο μάτι και κοιτάξουμε ξανά με το ένα μάτι και μετά με το άλλο, οι δύο θέσεις των δακτύλων στο φόντο καλύπτουν μεγαλύτερο τμήμα.
Αυτό συμβαίνει επειδή υπάρχουν μερικά εκατοστά μεταξύ των ματιών, οπότε η νοητή γραμμή που συνδέει τα δάχτυλα με το ένα μάτι δημιουργεί μια γωνία με τη νοητή γραμμή που συνδέει τα δάχτυλα με το άλλο μάτι. Αν επεκτείνουμε αυτές τις δύο νοητές γραμμές προς τα κάτω, θα έχουμε δύο σημεία που αντιστοιχούν στις δύο διαφορετικές θέσεις των δακτύλων.
Όσο πιο κοντά τοποθετούμε το δάχτυλο στο μάτι, τόσο μεγαλύτερη είναι η γωνία και τόσο μεγαλύτερη η φαινομενική μετατόπιση. Αν τα μάτια ήταν πιο μακριά, η γωνία που σχηματίζουν οι δύο γραμμές θα αυξανόταν περισσότερο, άρα η φαινομενική μετατόπιση του δακτύλου από το φόντο θα ήταν μεγαλύτερη.
παράλλαξη στην αστρονομία
Αυτό ισχύει και για τους πλανήτες. Στην πραγματικότητα, το φεγγάρι είναι τόσο μακριά που δεν μπορούμε να διακρίνουμε καμία διαφορά όταν το κοιτάμε με τα μάτια μας. Αλλά αν κοιτάξουμε τη Σελήνη με φόντο έναν έναστρο ουρανό από δύο παρατηρητήρια που απέχουν εκατοντάδες χιλιόμετρα μεταξύ τους, παρατηρούμε μερικά πράγματα. Από το πρώτο παρατηρητήριο θα βλέπαμε μια άκρη του φεγγαριού σε μια ορισμένη απόσταση από ένα συγκεκριμένο αστέρι, ενώ στο δεύτερο παρατηρητήριο η ίδια άκρη θα ήταν σε διαφορετική απόσταση από το ίδιο αστέρι.
Γνωρίζοντας τη φαινομενική μετατόπιση της Σελήνης σε σχέση με το έναστρο φόντο και την απόσταση μεταξύ των δύο παρατηρητηρίων, αυτή η απόσταση μπορεί να υπολογιστεί με τη βοήθεια της τριγωνομετρίας.
Αυτό το πείραμα λειτουργεί τέλεια γιατί η φαινομενική μετατόπιση της Σελήνης σε σχέση με το φόντο του έναστρου ουρανού είναι πολύ μεγάλη όταν αλλάζει η θέση του παρατηρητή. Οι αστρονόμοι έχουν κανονικοποιήσει αυτή τη μετατόπιση για να προσαρμόσουν την κατάσταση στην οποία ένας παρατηρητής βλέπει το φεγγάρι στον ορίζοντα ενώ ο άλλος βρίσκεται πάνω από αυτό. Η βάση του τριγώνου είναι ίση με την ακτίνα της γης και η γωνία που κάνει με την κορυφή της σελήνης είναι η «οριζόντια παράλλαξη στον ισημερινό». Η τιμή του είναι 57,04 λεπτά τόξου ή 0,95 ακτίνια.
Στην πραγματικότητα, μια σημαντική μετατόπιση, αφού ισοδυναμεί με τη διπλάσια φαινομενική διάμετρο της πανσελήνου. Αυτό είναι ένα μέγεθος που μπορεί να μετρηθεί με αρκετή ακρίβεια για να πάρει μια καλή τιμή για την απόσταση από τη Σελήνη. Αυτή η απόσταση, που υπολογίζεται με τη βοήθεια της παράλλαξης, συμφωνεί πολύ καλά με τα στοιχεία που λαμβάνονται με την παλιά μέθοδο των σκιών που ρίχνει η Γη κατά τις σεληνιακές εκλείψεις.
Δυστυχώς, Οι συνθήκες το 1600 δεν επέτρεψαν την τοποθέτηση του αστεροσκοπείου αρκετά μακριά, το οποίο, σε συνδυασμό με τις μεγάλες αποστάσεις στις οποίες ανακαλύφθηκαν οι πλανήτες, έκανε τη φαινομενική μετατόπιση στο φόντο του έναστρου ουρανού πολύ μικρή για την ακρίβεια.
Τύποι
Μπορούμε να πούμε ότι υπάρχουν δύο τύποι παράλλαξης:
- Γεωκεντρική Παράλλαξη: Όταν η ακτίνα που χρησιμοποιείται είναι το έδαφος.
- Ετήσιο Centroid ή Parallax Spiral: Όταν η ακτίνα που χρησιμοποιείται είναι η τροχιά της Γης γύρω από τον ήλιο.
Αν παρατηρήσουμε ένα αστέρι τον Ιανουάριο και τον Ιούνιο, η Γη θα βρίσκεται σε δύο σχετικές θέσεις στην τροχιά της Γης. Μπορούμε να μετρήσουμε τις αλλαγές στη φαινομενική θέση του αστεριού. Όσο μεγαλύτερη είναι η παράλλαξη, τόσο πιο κοντά είναι αυτό το αστέρι. Για αυτό, το parsec χρησιμοποιείται ως μονάδα, η οποία ορίζεται ως το αντίστροφο της τριγωνικής παράλλαξης που μετράται σε δευτερόλεπτα τόξου.
έρευνες παράλλαξης
Αργότερα ήρθαν τα τηλεσκόπια που εφευρέθηκε ή τροποποιήθηκε από τον Ιταλό επιστήμονα Galileo Galilei. Τα τηλεσκόπια μπορούν εύκολα να μετρήσουν γωνιακές αποστάσεις που δεν μπορούν να ανιχνευθούν με γυμνό μάτι.
Οι πλανήτες με τη μεγαλύτερη παράλλαξη είναι οι πιο κοντινοί πλανήτες, δηλαδή ο Άρης και η Αφροδίτη. Η Αφροδίτη είναι τόσο κοντά στον ήλιο κατά το πλησιέστερο πέρασμά της που δεν μπορεί να παρατηρηθεί παρά μόνο όταν είναι ορατή στο φόντο του ηλιακού δίσκου κατά τη διέλευση της. Τότε, η μόνη περίπτωση που μετριέται η παράλλαξη είναι ο Άρης.
Η πρώτη τηλεσκοπική μέτρηση της πλανητικής παράλλαξης έγινε το 1671. Οι δύο παρατηρητές ήταν ο Γάλλος αστρονόμος Jean Richel, ο οποίος ηγήθηκε της επιστημονικής αποστολής στο Cayenne, στη Γαλλική Γουιάνα, και ο Ιταλο-Γάλλος αστρονόμος Giovanni Cassini, ο οποίος παρέμεινε στο Παρίσι. Παρατήρησαν τον Άρη την ίδια στιγμή όσο το δυνατόν και σημείωσαν τη θέση του σε σχέση με το πλησιέστερο αστέρι. Υπολογίζοντας την παρατηρούμενη διαφορά θέσης, γνωρίζοντας την απόσταση από την Καγιέν στο Παρίσι, υπολογίζεται η απόσταση από τον Άρη τη στιγμή της μέτρησης.
Μόλις ολοκληρωθεί, θα είναι διαθέσιμη η κλίμακα του μοντέλου Kepler, επιτρέποντάς μας να υπολογίσουμε όλες τις άλλες αποστάσεις στο ηλιακό σύστημα. Ο Cassini υπολόγισε την απόσταση Ήλιου-Γης σε 140 εκατομμύρια χιλιόμετρα, 9 εκατομμύρια χιλιόμετρα λιγότερα από τον πραγματικό αριθμό, αλλά τα αποτελέσματα της πρώτης προσπάθειας ήταν πολύ καλά.
Αργότερα, έγιναν πιο ακριβείς μετρήσεις της πλανητικής παράλλαξης. Κάποια στην Αφροδίτη, όπου περνά ακριβώς μεταξύ της Γης και του Ήλιου, μπορούν να θεωρηθούν ως ένας μικρός μαύρος κύκλος στον ηλιακό δίσκο. Αυτές οι διελεύσεις έγιναν το 1761 και το 1769. Αν από δύο διαφορετικά παρατηρητήρια μπορεί να επαληθευτεί ότι η στιγμή της επαφής της Αφροδίτης με τον ηλιακό δίσκο και η στιγμή του διαχωρισμού της από τον ηλιακό δίσκο, δηλαδή, η διάρκεια της διέλευσης είναι διαφορετική από το ένα παρατηρητήριο στο άλλο. Γνωρίζοντας αυτές τις αλλαγές και την απόσταση μεταξύ των δύο παρατηρητηρίων, μπορεί να υπολογιστεί η παράλλαξη της Αφροδίτης. Με αυτά τα δεδομένα μπορείτε να υπολογίσετε την απόσταση από την Αφροδίτη και μετά από τον Ήλιο.
Ελπίζω ότι με αυτές τις πληροφορίες μπορείτε να μάθετε περισσότερα για το τι είναι η παράλλαξη και τα χαρακτηριστικά της.