La 視差 は、選択した視点に応じた、オブジェクトの見かけの位置の角度偏差です。 これは、天文学の世界で、距離の測定と天体の視覚化の両方に特定の用途があります。 多くの人は視差が何であるかを知りません。
したがって、この記事では、視差とは何か、その特徴とその重要性について説明します。
視差とは
視差とは、指を目の前に置くことです。 背景は均一であってはなりません。 頭や指を動かさずに片目で見ると、背景に対して指の位置が変わっているのがわかります。 指を目に近づけて、片目で見てからもう片目で見ると、 背景の XNUMX 本の指の位置は、より大きな部分をカバーしています。
これは、目と目の間に数センチの間隔があるため、指と片方の目を結ぶ仮想線が、指ともう一方の目を結ぶ仮想線と角度を成すためです。 この XNUMX 本の架空の線を下まで延長すると、指の XNUMX つの異なる位置に対応する XNUMX つの点ができます。
指を目に近づけるほど、角度が大きくなり、見かけの変位が大きくなります。 両目がさらに離れている場合、XNUMX つの線によって形成される角度がさらに大きくなるため、背景からの指の明らかなずれが大きくなります。
天文学における視差
これは惑星にも当てはまります。 実際には、 月は遠く離れていて、肉眼で見ても違いがわかりません. しかし、数百キロ離れた XNUMX つの天文台から星空を背景に月を見ると、いくつかのことに気が付きます。 最初の観測所からは、特定の星から特定の距離にある月の端が見えますが、XNUMX 番目の観測所では、同じ端が同じ星から異なる距離にあります。
星空の背景に対する月の見かけの変位と XNUMX つの観測所間の距離がわかれば、この距離は三角法を使用して計算できます。
観測者の位置を変えると、星空の背景に対する月の見かけの変位が非常に大きいため、この実験は完全に機能します。 天文学者は、一方の観測者が地平線上に月を見て、もう一方の観測者がその上にあるという状況に対応するために、このオフセットを正規化しました。 三角形の底辺は地球の半径に等しく、月の頂点との角度が「赤道における水平視差」です。 その値は 57,04 分角または 0,95 ラジアンです。
実際、満月の見かけの直径の XNUMX 倍に相当するため、かなりの変位です。 これは、月までの距離の適切な値を得るのに十分な精度で測定できる等級です。 視差の助けを借りて計算されたこの距離は、月食中に地球が投じる影の古い方法によって得られた数値と非常によく一致しています。
残念ながら、 1600 年の条件では、天文台を十分に遠くに配置することができませんでした、惑星が発見された遠距離と相まって、星空の背景に対する見かけの変位が小さすぎて正確ではありませんでした。
種類
視差には次の XNUMX 種類があると言えます。
- 地心視差: 使用する半径が地面の場合。
- らせん重心または年次視差: 使用される半径が太陽の周りの地球の軌道である場合。
XNUMX 月と XNUMX 月に星を観察すると、地球は地球の軌道上で XNUMX つの相対的な位置にあることになります。 星の見かけの位置の変化を測定できます。 視差が大きいほど、その星は近くにあります。 このために、パーセクが単位として使用されます。これは、アークの秒で測定された三角形の視差の逆数として定義されます。
視差調査
その後、イタリアの科学者ガリレオ・ガリレイによって発明または改良された望遠鏡が登場しました。 望遠鏡は、肉眼では検出できない角距離を簡単に測定できます。
最大の視差を持つ惑星は、最も近い惑星、つまり火星と金星です。 金星は、最接近時に太陽に非常に接近しているため、通過中に太陽ディスクの背景に対して見える場合を除いて、観察することはできません。 それで、 視差が測定される唯一のケースは火星です。
惑星視差の最初の望遠鏡測定は 1671 年に行われました。XNUMX 人の観測者は、フランス領ギアナのカイエンヌへの科学的遠征を率いたフランスの天文学者ジャン リシェルと、パリに残ったイタリア系フランス人の天文学者ジョバンニ カッシーニでした。 彼らは可能な限り同時に火星を観察し、最も近い星との相対的な位置を記録しました。 観測された位置の差を計算することで、カイエンからパリまでの距離がわかり、測定時の火星からの距離が計算されます。
完了すると、ケプラー モデルのスケールが利用可能になり、太陽系内の他のすべての距離を計算できるようになります。 カッシーニは、太陽と地球の距離を 140 億 XNUMX 万キロメートルと推定しました。 実際の数値より 9 万キロ少ないですが、最初の試みの結果は非常に良好でした。
その後、惑星視差のより正確な測定が行われました。 地球と太陽の間を正確に通過する金星のいくつかは、太陽円盤上の小さなくまとして見ることができます。 これらのトランジットは 1761 年と 1769 年に発生しました。 XNUMX つの異なる観測所から、金星が太陽円盤に接触した瞬間と、太陽円盤から分離した瞬間、つまり、 トランジットの期間は、天文台ごとに異なります。 これらの変化と XNUMX つの天文台間の距離がわかれば、金星の視差を計算できます。 これらのデータを使用して、金星までの距離と太陽までの距離を計算できます。
この情報で視差とは何か、その特徴を理解していただければ幸いです。