Hvordan bruges parallax til at måle afstandene til stjerner?

I astronomi er parallax den nærliggende stjernes tilsyneladende bevægelse mod deres baggrund forårsaget af jordens rejse rundt om solen. Fordi tættere stjerner ser ud til at bevæge sig mere end fjerne, tillader mængden af tilsyneladende bevægelse astronomer at bestemme deres afstand ved at måle ændringen i observationsvinklen, som den ser ud fra Jorden.

Den tilsyneladende bevægelse og ændringen i vinklen er så lille, at de ikke er synlige for det blotte øje. Faktisk blev den første stjerneparallaks kun målt i 1838 af den tyske astronom Friedrich Bessel. Anvendelse af tangent trigonometrisk funktion på den målte parallaxvinkel og afstanden, som Jorden har kørt rundt om solen, giver afstanden til den aktuelle stjerne.

TL; DR (for lang; ikke læst)

Jordens bevægelse omkring solen producerer en tilsyneladende bevægelse i nærliggende stjerner, hvilket resulterer i en lille ændring i observationsvinklen til stjernen fra Jorden. Astronomer kan måle denne vinkel og beregne afstanden til den tilsvarende stjerne ved hjælp af den tangent trigonometriske funktion.
Sådan fungerer Parallax

Jorden bevæger sig rundt om solen på en årlig cyklus med afstanden fra Jorden til solen at være en astronomisk enhed (AU). Det betyder, at to observationer af en stjerne med seks måneder fra hinanden finder sted fra to punkter, der er to AU fra hinanden, når Jorden bevæger sig fra den ene ende af sin bane til den anden.

Observationsvinklen på en stjerne ændres lidt i løbet af de seks måneder, som stjernen ser ud til at bevæge sig på baggrund. Jo mindre vinkel, desto mindre ser stjernen ud til at bevæge sig, og jo længere væk er den. Måling af vinklen og påføring af tangenten på trekanten dannet af jorden, solen og stjernen giver afstanden til stjernen.
Beregning af parallax

En astronom måler måske en vinkel på 2 bue sekunder for stjerne, han observerer, og han vil beregne afstanden til stjernen. Parallax er så lille, at den måles i sekunder af lysbue, lig med et seksti af et minuts lysbue, som igen er en seksti af en rotationsgrad.

Astronomen ved også, at Jorden har flyttet 2 AU mellem observationer. Med andre ord, den højrevinklede trekant, der dannes af Jorden, solen og stjernen, har en længde på 1 AU for siden mellem Jorden og solen, mens vinklen ved stjernen inden i den højrevinklede trekant er halvdelen af den målte vinkel eller 1 bue sekund. Derefter er afstanden til stjernen lig med 1 AU divideret med tangenten på 1 bue sekund eller 206,265 AU.

For at gøre det lettere at håndtere enhederne til parallaxmåling defineres parsec som afstanden til en stjerne der har en parallaxvinkel på 1 bue sekund eller 206.265 AU. For at give en idé om de involverede afstande er en AU omkring 93 millioner miles, en parsec er ca. 3,3 lysår, og et lysår er omkring 6 billioner miles. De nærmeste stjerner er flere lysår væk.
Sådan måles parallaxvinklen

Den stigende nøjagtighed af teleskoper giver astronomer mulighed for at måle mindre og mindre parallaxvinkler og nøjagtigt beregne afstandene til stjerner længere og længere væk . For at måle en parallaxvinkel skal en astronom registrere optagelsesvinklerne for en stjerne med seks måneders mellemrum.

Astronomen vælger et stationært mål tæt på den pågældende stjerne, normalt en fjern galakse, der ikke bevæger sig. Han fokuserer på galaksen og derefter stjernen og måler observationsvinklen mellem dem. Seks måneder senere gentager han processen og registrerer den nye vinkel. Forskellen i observationsvinkler er parallaxvinklen. Astronomen kan nu beregne afstanden til stjernen.