Parallax (Suomi)

Parallaksi syntyy, koska muutoksen näkökulmasta tapahtuu, koska liikkeen tarkkailija havaittu, tai molempia. Olennaista on suhteellinen liike., Mittaamalla parallaksia, mittaamalla kulmia ja käyttämällä geometriaa voidaan määrittää etäisyys. Tähtitieteilijät käyttävät myös sanaa ” parallax ”synonyyminä” etäisyysmittaukselle ” muilla menetelmillä: KS.parallax (disambiguaatio)#Tähtitiede.

Stellar parallaxEdit

Tähtien parallaksi luoma suhteellista liikettä välillä Maan ja tähti voidaan nähdä, Copernican malli, jotka johtuvat kiertorata Maapallon Auringon ympäri: tähti näkyy vain siirtyä suhteessa enemmän kaukainen esineitä taivaalla., Vuonna geostatic malli, liikkeen tähden olisi otettava yhtä todellinen tähti värähtelevän taivaalla suhteessa taustaväriin.

Tähtien parallaksi on useimmiten mitattu vuotuinen parallaksi, määritellään ero kanta tähti nähtynä Maan ja Auringon, en. e. kulma subtended tähti, jonka keskimääräinen säde Maan kiertoradalla Auringon ympäri. Parsek (3,26 valovuotta) määritellään etäisyydeksi, jolla vuosittainen parallaksi on 1 kaarisekunti., Vuotuinen parallaksi mitataan tavallisesti tarkkailemalla tähden sijaintia eri vuodenaikoina maan liikkuessa kiertoradallaan. Vuosittaisen parallaksin mittaaminen oli ensimmäinen luotettava tapa määrittää etäisyydet lähimpiin tähtiin. Ensimmäinen onnistunut mittaukset tähtien parallaksi tehtiin Friedrich Bessel vuonna 1838 star 61 Cygni käyttäen heliometer. Stellar parallax pysyy vakiona muiden mittausmenetelmien kalibroinnissa., Tarkka laskelmat etäisyys perustuu tähtien parallaksi vaatia mittaus etäisyys Maasta Aurinko, nyt perustuu tutka heijastus pinnat planeettoja.

näihin laskelmiin liittyvät kulmat ovat hyvin pieniä ja siksi vaikeasti mitattavissa. Lähimmän tähden auringon (ja siten tähden, jolla on suurin parallaksi), Proxima Centaurin, parallaksi on 0,7687 ± 0,0003 arcsec. Tämä kulma on noin, että subtended esine 2 senttimetriä halkaisijaltaan sijaitsee 5,3 kilometrin päässä.,

se, että tähtien parallaksi oli niin pieni, että se oli muita kuin havainnoitavissa olevia tuolloin käytettiin tärkein tieteellinen argumentti aurinkokeskinen aikana early modern age., On selvää, Euclid ’ s geometria, että vaikutus olisi havaittavissa, jos tähdet olivat tarpeeksi kaukana, mutta eri syistä niin jättimäinen etäisyydet tuntui täysin epäuskottava: se oli yksi Tycho rehtori vastalauseita Copernican aurinkokeskinen, että jotta se olisi yhteensopiva puute havaittavissa tähtien parallaksi, siellä olisi valtava ja todennäköisesti mitätön välillä kiertoradalla Saturnuksen (sitten kaukaisin tunnettu planeetta) ja kahdeksas pallo (kiinteä tähteä).,

Vuonna 1989, satelliitti Hipparcos käynnistettiin ensisijaisesti saamiseksi parannettu parallaxes ja asianmukaisen päätöslauselmaesitykset yli 100000 lähellä tähteä, lisää reach-menetelmän kymmenkertaiseksi. Hipparcos pystyy silti mittaamaan tähdille parallaksikulmia vain noin 1 600 valovuoden päähän, hieman yli prosenttiin Linnunrata-galaksin läpimitasta., Euroopan avaruusjärjestön Gaia-operaation, joka käynnistettiin joulukuussa 2013, on kyettävä mittaamaan parallaksi kulmassa tarkkuus 10 microarcseconds, jolloin kartoitus lähellä tähteä (ja mahdollisesti planeetat) jopa etäisyys kymmeniä tuhansia valovuoden päässä Maasta. Huhtikuussa 2014 Nasan astronomit kertoivat, että Hubble-avaruusteleskooppi pystyy mittaamaan avaruudellista skannausta käyttämällä nyt tarkasti etäisyydet, jotka ovat jopa 10 000 valovuoden päässä, mikä on kymmenkertainen parannus aiempiin mittauksiin verrattuna.,

Matka measurementEdit

Matkan mittaus parallax on erikoistapaus periaatteen triangulaatio, jossa todetaan, että yksi voi ratkaista kaikki sivut ja kulmat verkossa kolmioita, jos lisäksi kaikki kulmat verkossa, pituus vähintään yksi puoli on mitattu. Näin ollen yhden lähtötilanteen pituuden huolellinen mittaaminen voi korjata koko kolmiomittausverkon mittakaavan., Vuonna parallaksi, kolmio on erittäin pitkä ja kapea, ja mittaamalla sekä sen lyhin puolella (liike-observer) ja pieni top kulma (aina alle 1 arcsecond, jättäen kaksi muuta lähellä 90 astetta), pituus pitkät sivut (käytännössä pitää olla tasa-arvoinen) voidaan määrittää.

Vuorokausivaihtelu parallaxEdit

Päivittäinen parallaksi parallaksi vaihtelee kierto Maan tai ero sijainti Maan päällä., Kuun ja vähäisemmässä määrin maanpäällisen planeettoja tai asteroideja nähnyt eri katselu kantoja Maan päällä (tiettynä hetkenä) voi esiintyä eri tavalla sijoitettu taustaa vasten kiinteät tähteä.

Lunar parallaxEdit

Lunar parallaksi (usein lyhyt lunar vaaka parallax tai kuun päiväntasaajan vaaka parallax), on erityinen tapaus (vuorokausivaihtelu) parallax: Kuu, on lähin taivaankappale, on ylivoimaisesti suurin suurin parallaksi tahansa taivaankappale, se voi enintään 1 aste.,

kaavio tähtien parallaksi voidaan havainnollistaa lunar parallaksi samoin, jos kuva on otettu voidaan skaalata alas ja hieman muutettu. Sen sijaan, että ’lähellä star’ lukea ’Kuu’, ja sen sijaan, että ympyrä alareunassa kaavio edustaa koko Maan kiertoradalla Auringon ympäri, vie se koko Maapallon maailmaa, ja ympyrä ympäri Maapallon pinta-alasta., parallax määrät ero kulma-asento, suhteessa taustalla kaukaisten tähtien, Kuun kuin nähdä kaksi eri katselu kantoja Maan päällä: yksi katselu kantoja on paikka, josta Kuu voidaan nähdä suoraan yläpuolella tietyllä hetkellä (joka on, katsottuna pitkin pystysuora viiva kuvassa), ja toinen katselu kanta on paikka, josta Kuu voidaan nähdä horisontissa samalla hetkellä (joka on, katsottuna pitkin yksi diagonaalinen linjat, Maan-pinta-asema, joka vastaa suurin piirtein yksi sininen pisteitä muutettu kaavio).,

lunar (vaaka) parallax voi vaihtoehtoisesti olla määritelty kulma subtended etäisyys Kuun Maan säde—yhtä suuri kulma, p-kaavio, kun skaalattu-alas ja muutettu, kuten edellä mainittiin.

Kuun vaakasuora parallaksi milloin tahansa riippuu kuun lineaarisesta etäisyydestä maasta. Maan ja Kuun etäisyys vaihtelee jatkuvasti kuin Kuu seuraa sen levoton ja noin elliptinen kiertorata Maapallon ympäri. Lineaarisen etäisyyden vaihtelun vaihteluväli on noin 56-63.,7 Maan säteiden, jotka vastaavat vaaka parallax noin asteen kaari, mutta vaihtelevat noin 61.4′ noin 54′. Tähtitieteellinen Almanakka ja vastaavia julkaisuja taulukoida lunar vaaka parallax-ja/tai lineaarinen etäisyys Kuun Maasta on säännöllisesti, esim. päivittäin kätevästi tähtitieteilijät (ja taivaallisen navigaattorit), ja tutkimuksen tapa, jolla tämä koordinoida vaihtelee ajan osa lunar teoriassa.,

Parallaksi voidaan myös määrittää etäisyys Kuuhun.

yksi tapa määrittää Kuun parallaksi yhdestä paikasta on käyttämällä kuunpimennystä. Täysi varjo Maan Kuu on näennäinen säde kaarevuus on yhtä suuri ero näennäisen säteiden Maan ja Auringon nähtynä Kuu. Tämä säde voidaan nähdä olevan yhtä suuri 0,75 tutkinto, josta (auringon näennäinen säde on 0,25 astetta) saamme Maan näennäinen säde on 1 aste., Näin saadaan Maan ja Kuun etäisyys 60.27 Maan säteiden tai 384,399 km (238,854 mi) Tämä menettely on ollut käytössä Aristarkhos ja Hipparkhos, ja myöhemmin löysi tiensä työtä Ptolemaios. Kaavion oikealla osoittaa, kuinka päivittäinen lunar parallaksi syntyy geocentric ja geostatic planeetan malli, jossa Maa on keskipisteessä planeettojen järjestelmän ja ei pyöri., Se havainnollistaa myös sitä tärkeää seikkaa, että parallaksin ei tarvitse aiheutua mistään tarkkailijan liikkeestä, toisin kuin eräät parallaksin määritelmät sanovat sen olevan, vaan se voi syntyä puhtaasti havaitun liikkeestä.

Toinen tapa on ottaa kaksi kuvia Kuun samaan aikaan kahdesta paikoissa Maan päällä ja vertailla kannat Kuun suhteessa tähtiin., voi olla triangulated:

d i s t a n c e m o o n = d i s t a n c e o b s e r v e r b a s e tan ⁡ ( a n g l e ) {\displaystyle \mathrm {etäisyyden} _{\mathrm {moon} }={\frac {\mathrm {etäisyyden} _{\mathrm {observerbase} }}{\tan(\mathrm {angle} )}}}

Tämä on menetelmä, tarkoitettu Jules Verne vuonna Maasta Kuuhun:

siihen Asti, monet ihmiset ei ollut aavistustakaan, miten joku voisi laskea etäisyys Kuun Maasta., Tilannetta käytettiin hyväksi opettaakseen heille, että tämä etäisyys saatiin mittaamalla Kuun parallaksi. Jos sana parallax näytti hämmästyttävän heitä, heille kerrottiin, että se oli kulma, joka oli subtended kaksi suoraa viivaa käynnissä molemmista päistä Maan säde Kuuhun., Jos he olisivat epäilyjä täydellisyyttä tätä menetelmää, he olivat heti osoittaneet, että ei ainoastaan tämä tarkoittaa etäisyyttä määrä koko kaksi sata kolmekymmentä-neljä tuhatta kolmesataa neljäkymmentä-seitsemän kilometriä (94,330 liigat), mutta myös, että tähtitieteilijät eivät ole virhe, yli seitsemänkymmentä mailia (≈ 30 liigoja).

Solar parallaxEdit

Kun Kopernikus ehdotti heliocentric järjestelmä, jossa Maan kierrosta Auringon ympäri, se oli mahdollista rakentaa malli koko Aurinkokunnan ilman mittakaavassa., Mittakaavan selvittämiseksi on tarpeen mitata vain yksi etäisyys aurinkokunnan sisällä, esimerkiksi keskimääräinen etäisyys Maasta Aurinkoon (nyk. Kun löytyi kolmiomittauksilla, tätä kutsutaan auringon parallaksi, ero asema Auringon katsottuna Maapallon keskustasta ja kohta yksi Maan säteen päässä, en. e., kulma subtended Auringossa Maan keskimääräinen kaarresäde., Tietäen auringon parallaksi ja tarkoittaa Maan säde voidaan laskea AU, ensimmäinen, pieni askel pitkällä tiellä annetun koon ja laajennus ikä näkyvän Maailmankaikkeuden.

primitiivinen tapa määrittää etäisyyden Auringon kannalta etäisyys Kuu oli jo ehdottanut Aristarkhos hänen kirjansa Koot ja Etäisyydet, Aurinko ja Kuu. Hän totesi, että aurinko, kuu ja maa muodostavat ensimmäisen tai viimeisen vuosineljänneksen Kuun hetkellä oikean kolmion (jossa on oikea kulma kuussa). Tämän jälkeen hän arvioi Kuun, maan, aurinkokulman olevan 87°., Käyttämällä oikea geometria, mutta epätarkkoja havaintoaineistoa, Aristarchus päätellä, että Aurinko oli hieman alle 20 kertaa kauempana kuin Kuu. Tämän kulman todellinen arvo on lähellä 89° 50′, ja aurinko on todellisuudessa noin 390 kertaa kauempana. Hän huomautti, että Kuu ja Aurinko on lähes yhtä näkyvää kulmikas koot ja siksi niiden halkaisijan on oltava suhteessa niiden etäisyydet Maahan. Hän totesi näin ollen, että Aurinko oli noin 20 kertaa suurempi kuin Kuu; tätä päätelmää, vaikka virheelliset, seuraa loogisesti hänen virheelliset tiedot., Se ei viittaa siihen, että Aurinko on selvästi suurempi kuin Maan, joka voitaisiin tukea heliocentric malli.

Vaikka Aristarchus’ tulokset olivat virheelliset, koska observational virheitä, ne perustuvat oikea geometrinen periaatteita, parallaksi, ja tuli perusta arviot koko Aurinkokunnan lähes 2000 vuotta, kunnes Venuksen ylikulku oli oikein havaittu vuonna 1761 ja 1769., Tätä menetelmää ehdotti Edmond Halley vuonna 1716, vaikka hän ei elänyt nähdä tuloksia. Käyttö Venus kauttakulku oli vähemmän onnistunut kuin toivottiin, koska musta pudota vaikutus, mutta saatu arvio, 153 miljoonaa kilometriä, on vain 2% yli tällä hetkellä hyväksytty arvo, 149.6 miljoonaa kilometriä.

Paljon myöhemmin, aurinkokunta oli ”skaalattu” käyttäen parallax asteroideja, joista jotkut, kuten Eros, siirtää paljon lähempänä Maata kuin Venus. Suotuisassa oppositiossa Eros voi lähestyä maata 22 miljoonan kilometrin säteellä., Sekä opposition 1901 ja 1930/1931 käytettiin tähän tarkoitukseen, laskelmat jälkimmäinen määritys on valmistunut Tähtitieteilijä Royal Sir Harold Spencer Jones.

myös tutkaheijastuksia, sekä off Venus (1958) että off-asteroidit, kuten Ikaros, on käytetty auringon parallaksimittauksessa. Nykyään avaruusalusten telemetrian linkkien käyttö on ratkaissut tämän vanhan ongelman. Solar Parallaxin nykyinen hyväksytty arvo on 8″.794 143.,

Liikkuvat-klusterin parallaxEdit

avaa tähtien klusterin Hyades Taurus ulottuu niin suuri osa taivasta, 20 astetta, että asianmukainen päätöslauselmaesitykset, jotka on johdettu astrometria näytä toisiaan joidenkin tarkasti näkökulma, kohta pohjoiseen Orion., Yhdistämällä havaittu näennäinen (kulmikas) oikea liike kaarisekuntia kanssa myös havaittu todellinen (absoluuttinen) väistymässä liikkeen osoituksena Doppler punasiirtymä tähtien spektriviivojen avulla arvio etäisyys klusterin (151 valo-vuotta) ja sen jäsenvaltioiden tähteä paljon samalla tavalla kuin käyttämällä vuotuinen parallaksi.,

Dynamical parallaxEdit

Dynamical parallaksi on joskus käytetty myös määrittää etäisyys supernova, kun optinen aalto edessä purkaus on nähnyt levittää kautta ympäröivän pölyn pilviä näennäinen kulmanopeus, kun sen todellinen etenemisnopeus on tiedossa, voidaan valon nopeus.,

DerivationEdit

– oikea kolmio,

tan ⁡ p = 1 AU d , {\displaystyle \tan p={\frac {1{\text{ YY}}}{d}},}

jos p {\displaystyle p} on parallaksi, 1 AU (149,600,000 km) on noin keskimääräinen etäisyys Auringosta ja Maan, ja k {\displaystyle d} on etäisyys tähti.,Käyttämällä pieni-kulma likiarvoja (voimassa kun kulma on pieni verrattuna 1 radian),

tan ⁡ x ≈ x radiaaneina = x ⋅ 180 π astetta = x ⋅ 180 ⋅ 3600 g arcseconds , {\displaystyle \tan x\approx x{\text{ radiaanit}}=x\cdot {\frac {180}{\pi }}{\text{ asteet}}=x\cdot 180\cdot {\frac {3600}{\pi }}{\text{ arcseconds}},}

niin, parallaksi, mitattuna arcseconds, on

p ” ≈ 1 AU d ⋅ 180 ⋅ 3600 g . {\displaystyle s”\n {\frac {1{\text{ YY}}}{k}}\cdot 180\cdot {\frac {3600}{\pi }}.}

Jos parallaksi on 1″, sitten etäisyys on

d = 1 AU ⋅ 180 ⋅ 3600 π ≈ 206 , 265 AU ≈ 3.2616 ly ≡ 1 parsec ., {\displaystyle d=1{\text{ YY}}\cdot 180\cdot {\frac {3600}{\pi }}\approx 206,265{\text{ YY}}\approx 3.2616{\text{ hk}}\equiv 1{\text{ parsekin}}.}

tämä määrittelee parsecin, joka on kätevä yksikkö etäisyyden mittaamiseen parallaksilla. Siksi, etäisyys, mitattuna parsekin, on yksinkertaisesti d = 1 / p {\displaystyle d=1/p} , kun parallaksi on annettu arcseconds.

ErrorEdit

Tarkka parallaksi mittaukset etäisyyden liittyy virhe., Kuitenkin tämä virhe mitattu parallaksi kulma ei kääntää suoraan virheen etäisyys, lukuun ottamatta suhteellisen pieniä virheitä. Syynä tähän on se, että virhe kohti pienempää kulmaa johtaa suurempaan virheeseen etäisyydessä kuin virhe kohti suurempaa kulmaa.,

Kuitenkin, arvio matkan virhe voidaan laskea

δ d = δ ( 1-p ) = | ∂ ∂ p ( 1-p ) | δ s = δ p p p p p 2 {\displaystyle \delta d=\delta \left({1 \over p}\right)=\left|{\partial \over \osittainen p}\left({1 \over p}\right)\right|\delta p={\delta p \over s^{2}}}

, missä d on etäisyys ja p on parallaksi. Jäsenvaltioiden on paljon tarkempi parallaksin virheitä, jotka ovat pieniä suhteessa parallaksi kuin suhteellisen suuria virheitä., Saat mielekkäitä tuloksia tähtien tähtitiede, hollanti tähtitieteilijä Lattia van Leeuwen suosittelee, että parallaksi virhe on korkeintaan 10% koko parallaksi kun tietojenkäsittelyn tämä virhe arvio.

Spatio-temporaalinen parallaxEdit

parannettu relativistinen positioning systems, spatio-temporaalinen parallaksi yleistäen tavallista käsite parallax tilaa vain on kehitetty. Sitten, eventfields aika-avaruus voidaan päätellä suoraan ilman väli-malleissa valon taipuminen massiivinen elinten, kuten yksi käytetty PPN formalismi esim.