La parallaksi on kohteen näennäisen sijainnin kulmapoikkeama valitusta näkökulmasta riippuen. Tällä on tiettyjä sovelluksia tähtitieteen maailmassa sekä etäisyyksien mittaamiseen että taivaankappaleiden visualisointiin. Monet ihmiset eivät tiedä mitä parallaksi on.
Siksi tässä artikkelissa kerromme sinulle, mikä parallaksi on, mitkä ovat sen ominaisuudet ja merkitys.
mikä on parallaksi
Parallaksi tarkoittaa sormien asettamista silmiesi eteen. Tausta ei saa olla yhtenäinen. Kun katsot ensin yhdellä silmällä ja sitten toisella ilman päätä tai sormea liikuttamatta, voidaan nähdä, että sormen asento muuttuu suhteessa taustaan. Jos tuomme sormemme lähemmäs silmää ja katsomme uudelleen toisella silmällä ja sitten toisella, kaksi sormen asentoa taustalla peittävät suuremman osan.
Tämä johtuu siitä, että silmien välissä on muutama senttimetri, joten sormet yhteen silmään yhdistävä kuvitteellinen viiva muodostaa kulman sormet toiseen silmään yhdistävän kuvitteellisen viivan kanssa. Jos jatkamme näitä kahta kuvitteellista viivaa pohjaan, saamme kaksi pistettä, jotka vastaavat sormien kahta eri asentoa.
Mitä lähemmäs sormea asetamme silmää, sitä suurempi on kulma ja sitä suurempi näennäinen siirtymä. Jos silmät olisivat kauempana toisistaan, kahden viivan muodostama kulma kasvaisi enemmän, joten sormen näennäinen siirtymä taustasta olisi suurempi.
parallaksi tähtitiedessä
Tämä koskee myös planeettoja. Itse asiassa, Kuu on niin kaukana, että emme voi erottaa sitä silmillämme. Mutta jos katsomme Kuuta tähtitaivaan taustalla kahdesta satojen kilometrien etäisyydellä olevasta observatoriosta, huomaamme muutaman asian. Ensimmäisestä observatoriosta näkisimme kuun reunan tietyllä etäisyydellä tietystä tähdestä, kun taas toisessa observatoriossa sama reuna olisi eri etäisyydellä samasta tähdestä.
Kun tiedät Kuun näennäisen siirtymän tähtitaustan suhteen ja kahden observatorion välisen etäisyyden, tämä etäisyys voidaan laskea trigonometrian avulla.
Tämä koe toimii täydellisesti, koska Kuun näennäinen siirtymä tähtitaivaan taustaan nähden on erittäin suuri, kun havainnoijan sijaintia muutetaan. Tähtitieteilijät ovat normalisoineet tämän siirtymän sopeutuakseen tilanteeseen, jossa yksi tarkkailija näkee kuun horisontissa, kun taas toinen on sen yläpuolella. Kolmion kanta on yhtä suuri kuin maan säde, ja sen muodostama kulma kuun kärjen kanssa on "vaakasuora parallaksi päiväntasaajalla". Sen arvo on 57,04 kaariminuuttia tai 0,95 radiaania.
Itse asiassa huomattava siirtymä, koska se vastaa kaksi kertaa täysikuun näennäishalkaisijaa. Tämä on suuruus, joka voidaan mitata riittävän tarkasti, jotta saadaan hyvä arvo Kuun etäisyydelle. Tämä parallaksin avulla laskettu etäisyys on erittäin hyvin sopusoinnussa kuunpimennysten aikana Maan luomien varjojen vanhalla menetelmällä saatujen lukujen kanssa.
Valitettavasti olosuhteet vuonna 1600 eivät sallineet observatorion sijoittamista riittävän kauas, mikä yhdistettynä suuriin etäisyyksiin, joilta planeetat löydettiin, teki näennäisen siirtymän tähtitaivaan taustalla liian pieneksi ollakseen tarkka.
Tyypit
Voimme sanoa, että parallakseja on kahdenlaisia:
- Geosentrinen parallaksi: Kun säde on maa.
- Spiraalisentroidi tai vuotuinen parallaksi: Kun käytetty säde on Maan kiertorata auringon ympäri.
Jos tarkkailemme tähteä tammi- ja kesäkuussa, maa on kahdessa suhteellisessa asemassa Maan kiertoradalla. Voimme mitata muutoksia tähden näennäisasemassa. Mitä suurempi parallaksi, sitä lähempänä tähti on. Tätä varten yksikkönä käytetään parsekkia, joka määritellään kolmiomaisen parallaksin käänteislukuna mitattuna kaarisekunteina.
parallaksitutkimukset
Myöhemmin tulivat italialaisen tiedemiehen Galileo Galilein keksimät tai muokkaamat teleskoopit. Teleskoopit voivat helposti mitata kulmaetäisyydet, joita ei voida havaita paljaalla silmällä.
Planeetat, joilla on suurin parallaksi, ovat lähimmät planeetat, nimittäin Mars ja Venus. Venus on niin lähellä aurinkoa lähimmän kulkunsa aikana, että sitä ei voida havaita paitsi silloin, kun se näkyy aurinkokiekon taustaa vasten kulkeessaan. Sitten, Ainoa tapaus, jossa parallaksi mitataan, on Mars.
Ensimmäinen planetaarisen parallaksin teleskooppinen mittaus tehtiin vuonna 1671. Kaksi tarkkailijaa olivat ranskalainen tähtitieteilijä Jean Richel, joka johti tieteellistä tutkimusmatkaa Ranskan Guyanan Cayenneen, ja italialais-ranskalainen tähtitieteilijä Giovanni Cassini, joka jäi Pariisiin. He tarkkailivat Marsia mahdollisimman samanaikaisesti ja panivat merkille sen sijainnin suhteessa lähimpään tähteen. Laskemalla havaittu sijaintiero, tietäen etäisyyden Cayennesta Pariisiin, lasketaan etäisyys Marsista mittaushetkellä.
Valmistuttuaan Kepler-mallin mittakaava on saatavilla, ja sen avulla voimme laskea kaikki muut aurinkokunnan etäisyydet. Cassini arvioi Auringon ja Maan etäisyydeksi 140 miljoonaa kilometriä. 9 miljoonaa kilometriä vähemmän kuin todellinen luku, mutta ensimmäisen yrityksen tulokset olivat erittäin hyviä.
Myöhemmin tehtiin tarkempia planetaarisen parallaksin mittauksia. Jotkut Venuksella, missä se kulkee tarkalleen Maan ja Auringon välissä, voidaan nähdä pienenä tummina ympyränä aurinkolevyllä. Nämä siirrot tapahtuivat vuosina 1761 ja 1769. Jos kahdesta eri observatoriosta voidaan varmistaa, että Venuksen kosketushetki aurinkokiekon kanssa ja sen irtautumishetki aurinkokiekkosta, eli kauttakulun kesto vaihtelee observatorioista toiseen. Tietäen nämä muutokset ja kahden observatorion välisen etäisyyden Venuksen parallaksi voidaan laskea. Näillä tiedoilla voit laskea etäisyyden Venuksesta ja sitten Auringosta.
Toivon, että näiden tietojen avulla voit oppia lisää parallaksista ja sen ominaisuuksista.