Brug af parallakse til at bestemme stjernernes afstande

Nastco/iStock/GettyImages

Forstå stjerneparallaksen

I astronomi refererer parallakse til det tilsyneladende skift af en nærliggende stjerne mod den fjerne baggrund, når Jorden kredser om Solen. Fordi skiftet er større for tættere stjerner, afspejler den målte vinkel direkte stjernens afstand.

TL;DR (for lang; læste ikke)

Ved at observere en stjerne fra modsatte sider af Jordens kredsløb, fanger astronomer et lille vinkelskift. Skiftet, målt i buesekunder, kan konverteres til afstand ved hjælp af grundlæggende trigonometri.

Sådan fungerer målingen

Efterhånden som Jorden rejser rundt om Solen, ændres dens position med cirka 2 astronomiske enheder (AU) over et seks måneders interval. Når en stjerne observeres i begyndelsen og slutningen af ​​dette interval, skifter dens tilsyneladende position en smule. Jo mindre skiftet er, jo længere er stjernen.

Den retvinklede trekant dannet af Jorden, Solen og stjernen har et ben på 1AU. Parallaksevinklen (p) er halvdelen af ​​det observerede skift. Stjernens afstand (d) følger af forholdet d=1AU/tanp.

Illustrativ beregning

Antag, at en astronom registrerer en parallakse på 2 buesekunder for en målstjerne. Halvvinklen er 1 buesekund. Ved at sætte dette ind i formlen får du:

d = 1 AU / tan(1″) ≈ 206,265 AU.

Per definition er en parsec afstanden til en stjerne, hvis parallakse er 1 buesekund - omkring 206.265 AU eller 3,3 lysår. En AU er omkring 93 millioner miles, mens et lysår er omkring 6 billioner miles.

Måling af parallaksevinklen

Moderne teleskoper kan registrere vinkler langt mindre end et enkelt buesekund, hvilket gør det muligt at måle afstande for stjerner tusinder af lysår væk. Processen involverer:

1. Valg af et fast, fjernt baggrundsobjekt (ofte en galakse), der tjener som referencepunkt.
2. Måling af vinkeladskillelsen mellem stjernen og referencen på et punkt i Jordens kredsløb.
3. Gentag målingen seks måneder senere fra den modsatte side af kredsløbet.
4. Beregning af forskellen mellem de to vinkler – det vil sige parallaksevinklen.
5. Brug af tangentformlen til at konvertere vinklen til en afstand.

Hver successiv forbedring i teleskoppræcision udvider rækkevidden af stjerner, hvis afstande kan kortlægges, og danner rygraden i den kosmiske afstandsstige.