La paralaks është devijimi këndor i pozicionit të dukshëm të një objekti, në varësi të këndvështrimit të zgjedhur. Kjo ka aplikime të caktuara në botën e astronomisë si për të matur distancat ashtu edhe për të vizualizuar objektet qiellore. Shumë njerëz nuk e dinë se çfarë është paralaks.
Prandaj, në këtë artikull do t'ju tregojmë se çfarë është paralaksi, cilat janë karakteristikat dhe rëndësia e tij.
çfarë është paralaksa
Paralaksi përfshin vendosjen e gishtërinjve para syve tuaj. Sfondi nuk duhet të jetë uniform. Duke parë fillimisht me njërin sy dhe më pas me tjetrin pa lëvizur kokën ose gishtin, mund të shihet se pozicioni i gishtit ndryshon në lidhje me sfondin. Nëse afrojmë gishtin afër syrit dhe shikojmë përsëri me njërin sy dhe pastaj me tjetrin, dy pozicionet e gishtave në sfond mbulojnë një pjesë më të madhe.
Kjo për shkak se ka disa centimetra midis syve, kështu që vija imagjinare që lidh gishtat me njërin sy bën një kënd me vijën imagjinare që lidh gishtat me syrin tjetër. Nëse i zgjerojmë këto dy vija imagjinare deri në fund, do të kemi dy pika që korrespondojnë me dy pozicionet e ndryshme të gishtërinjve.
Sa më afër e vendosim gishtin me syrin, aq më i madh është këndi dhe aq më i madh është zhvendosja e dukshme. Nëse sytë do të ishin më larg njëri-tjetrit, këndi i formuar nga dy vijat do të rritej më shumë, kështu që zhvendosja e dukshme e gishtit nga sfondi do të ishte më e madhe.
paralaksë në astronomi
Kjo vlen edhe për planetët. Në fakt, hëna është aq larg sa nuk mund të dallojmë kur e shikojmë me sy. Por nëse e shikojmë Hënën në sfondin e një qielli me yje nga dy observatorë qindra kilometra larg njëri-tjetrit, vëmë re disa gjëra. Nga observatori i parë do të shihnim një skaj të hënës në një distancë të caktuar nga një yll i caktuar, ndërsa në observatorin e dytë i njëjti skaj do të ishte në një distancë të ndryshme nga i njëjti yll.
Duke ditur zhvendosjen e dukshme të Hënës në lidhje me sfondin yjor dhe distancën midis dy observatorëve, kjo distancë mund të llogaritet me ndihmën e trigonometrisë.
Ky eksperiment funksionon në mënyrë perfekte sepse zhvendosja e dukshme e Hënës në lidhje me sfondin e qiellit me yje është shumë e madhe kur ndryshon pozicionin e vëzhguesit. Astronomët e kanë normalizuar këtë kompensim për të përshtatur situatën në të cilën një vëzhgues sheh hënën në horizont ndërsa tjetri është mbi të. Baza e trekëndëshit është e barabartë me rrezen e tokës, dhe këndi që ai bën me kulmin e hënës është "paralaksa horizontale në ekuator". Vlera e tij është 57,04 minuta hark ose 0,95 radianë.
Në fakt, një zhvendosje e konsiderueshme, pasi është e barabartë me dyfishin e diametrit të dukshëm të hënës së plotë. Kjo është një madhësi që mund të matet me saktësi të mjaftueshme për të marrë një vlerë të mirë për distancën nga Hëna. Kjo distancë, e llogaritur me ndihmën e paralaksit, përputhet shumë mirë me shifrat e marra me metodën e vjetër të hijeve të hedhura nga Toka gjatë eklipseve hënore.
Për fat të keq, kushtet në vitin 1600 nuk lejuan vendosjen e observatorit mjaft larg, e cila, e kombinuar me distancat e mëdha në të cilat u zbuluan planetët, e bënë zhvendosjen e dukshme në sfondin e qiellit me yje shumë të vogël për të qenë të saktë.
lloj
Mund të themi se ekzistojnë dy lloje të paralaksave:
- Paralaksa gjeocentrike: Kur rrezja e përdorur është toka.
- Spiral Centroid ose Paralaks Vjetor: Kur rrezja e përdorur është orbita e Tokës rreth diellit.
Nëse vëzhgojmë një yll në janar dhe qershor, Toka do të jetë në dy pozicione relative në orbitën e Tokës. Ne mund të masim ndryshimet në pozicionin e dukshëm të yllit. Sa më i madh të jetë paralaksa, aq më afër është ai yll. Për këtë, parseku përdoret si njësi, e cila përkufizohet si reciproke e paralaksit trekëndor të matur në sekonda të harkut.
hetimet paralaksore
Më vonë erdhën teleskopët e shpikur ose modifikuar nga shkencëtari italian Galileo Galilei. Teleskopët mund të matin lehtësisht distancat këndore që nuk mund të zbulohen me sy të lirë.
Planetët me paralaksën më të madhe janë planetët më të afërt, domethënë Marsi dhe Venusi. Afërdita është aq afër diellit gjatë kalimit të saj më të afërt sa që nuk mund të vëzhgohet përveçse kur është e dukshme në sfondin e diskut diellor gjatë kalimit të tij. Pastaj, i vetmi rast ku matet paralaksa është Marsi.
Matja e parë teleskopike e paralaksit planetar u bë në vitin 1671. Dy vëzhguesit ishin astronomi francez Jean Richel, i cili udhëhoqi ekspeditën shkencore në Cayenne, Guiana Franceze dhe astronomi italo-francez Giovanni Cassini, i cili mbeti në Paris. Ata vëzhguan Marsin në të njëjtën kohë sa të ishte e mundur dhe vunë re pozicionin e tij në lidhje me yllin më të afërt. Duke llogaritur diferencën e pozicionit të vëzhguar, duke ditur distancën nga Cayenne në Paris, llogaritet distanca nga Marsi në momentin e matjes.
Pasi të përfundojë, shkalla e modelit Kepler do të jetë e disponueshme, duke na lejuar të llogarisim të gjitha distancat e tjera në sistemin diellor. Cassini vlerësoi distancën Diell-Tokë në 140 milion kilometra, 9 milionë kilometra më pak se shifra reale, por rezultatet e përpjekjes së parë ishin shumë të mira.
Më vonë, u bënë matje më të sakta të paralaksave planetare. Disa në Venus, ku kalon saktësisht midis Tokës dhe Diellit, mund të shihen si një rreth i vogël i errët në diskun diellor. Këto kalime kanë ndodhur në vitin 1761 dhe 1769. Nëse nga dy observatorë të ndryshëm mund të vërtetohet se momenti i kontaktit të Venusit me diskun diellor dhe momenti i ndarjes së saj nga disku diellor, d.m.th. kohëzgjatja e tranzitit është e ndryshme nga një observator në tjetrin. Duke ditur këto ndryshime dhe distancën midis dy observatorëve, paralaksa e Venusit mund të llogaritet. Me këto të dhëna mund të llogarisni distancën me Venusin dhe më pas me Diellin.
Shpresoj që me këtë informacion të mund të mësoni më shumë se çfarë është paralaksi dhe karakteristikat e tij.