Inhalt
- TL; DR (zu lang; nicht gelesen)
- Wie Parallaxe funktioniert
- Berechnung der Parallaxe
- So messen Sie den Parallaxenwinkel
In der Astronomie ist Parallaxe die scheinbare Bewegung von Sternen in der Nähe vor ihrem Hintergrund, die von der Bewegung der Erde um die Sonne verursacht wird. Da sich näher liegende Sterne mehr zu bewegen scheinen als entfernte, können Astronomen ihre Entfernungen durch Messung der Änderung des Beobachtungswinkels von der Erde aus bestimmen.
Die scheinbare Bewegung und die Winkeländerung sind so gering, dass sie mit bloßem Auge nicht wahrgenommen werden können. Tatsächlich wurde die erste Sternparallaxe erst 1838 vom deutschen Astronomen Friedrich Bessel gemessen. Wenn Sie die trigonometrische Tangensfunktion auf den gemessenen Parallaxenwinkel und die von der Erde um die Sonne zurückgelegte Entfernung anwenden, erhalten Sie die Entfernung zum betreffenden Stern.
TL; DR (zu lang; nicht gelesen)
Die Bewegung der Erde um die Sonne erzeugt eine scheinbare Bewegung in nahegelegenen Sternen, was zu einer kleinen Änderung des Beobachtungswinkels des Sterns von der Erde aus führt. Astronomen können diesen Winkel messen und die Entfernung zum entsprechenden Stern mithilfe der trigonometrischen Tangensfunktion berechnen.
Wie Parallaxe funktioniert
Die Erde bewegt sich in einem jährlichen Zyklus um die Sonne, wobei die Entfernung von der Erde zur Sonne eine astronomische Einheit (AU) ist. Dies bedeutet, dass zwei Beobachtungen eines Sterns in einem Abstand von sechs Monaten von zwei Punkten stattfinden, die zwei AE voneinander entfernt sind, wenn sich die Erde von einem Ende ihrer Umlaufbahn zum anderen bewegt.
Der Beobachtungswinkel eines Sterns ändert sich während der sechs Monate geringfügig, da sich der Stern scheinbar vor seinem Hintergrund zu bewegen scheint. Je kleiner der Winkel, desto weniger scheint sich der Stern zu bewegen und desto weiter ist er entfernt. Durch Messen des Winkels und Anwenden der Tangente auf das von Erde, Sonne und Stern gebildete Dreieck wird der Abstand zum Stern angegeben.
Berechnung der Parallaxe
Ein Astronom kann einen Winkel von 2 Bogensekunden für den Stern messen, den er beobachtet, und er möchte die Entfernung zum Stern berechnen. Die Parallaxe ist so klein, dass sie in Bogensekunden gemessen wird, was einem Sechzigstel einer Bogenminute entspricht, was wiederum einem Sechzigstel einer Umdrehung entspricht.
Der Astronom weiß auch, dass sich die Erde zwischen den Beobachtungen um 2 AE bewegt hat. Mit anderen Worten, das von Erde, Sonne und Stern gebildete rechtwinklige Dreieck hat eine Länge von 1 AE für die Seite zwischen Erde und Sonne, während der Winkel am Stern innerhalb des rechtwinkligen Dreiecks beträgt der halbe gemessene Winkel oder 1 Bogensekunde. Dann entspricht der Abstand zum Stern 1 AE geteilt durch die Tangente von 1 Bogensekunde oder 206.265 AE.
Um die Parallaxenmessung zu vereinfachen, ist die Parsec als Abstand zu einem Stern mit einem Parallaxenwinkel von 1 Bogensekunde oder 206.265 AE definiert. Um einen Eindruck von den Entfernungen zu bekommen, beträgt eine AU ungefähr 93 Millionen Meilen, eine Parsec ungefähr 3,3 Lichtjahre und ein Lichtjahr ungefähr 6 Billionen Meilen. Die nächsten Sterne sind einige Lichtjahre entfernt.
So messen Sie den Parallaxenwinkel
Die zunehmende Genauigkeit von Teleskopen ermöglicht es Astronomen, immer kleinere Parallaxenwinkel zu messen und die Abstände zu weiter und weiter entfernten Sternen genau zu berechnen. Um einen Parallaxenwinkel zu messen, muss ein Astronom die Beobachtungswinkel eines Sterns im Abstand von sechs Monaten aufzeichnen.
Der Astronom wählt ein stationäres Ziel in der Nähe des betreffenden Sterns aus, normalerweise eine ferne Galaxie, die sich nicht bewegt. Er konzentriert sich auf die Galaxie und dann auf den Stern und misst den Betrachtungswinkel zwischen ihnen. Sechs Monate später wiederholt er den Vorgang und zeichnet den neuen Blickwinkel auf. Der Unterschied in den Beobachtungswinkeln ist der Parallaxenwinkel. Der Astronom kann nun die Entfernung zum Stern berechnen.