Sternparallaxe ist die Wirkung der Parallaxe auf entfernten Sternen in der Astronomie. Es ist Parallaxe auf einer interstellaren Skala, und es kann verwendet werden, um die Entfernung der Erde zu einem anderen Stern direkt mit genauem astrometry zu bestimmen. Es war das Thema von viel Debatte in der Astronomie seit Hunderten von Jahren, aber war so schwierig es wurde nur für einige der nächsten Sterne am Anfang des 19. Jahrhunderts erreicht. Sogar im 21. Jahrhundert sind Sterne mit Parallaxe-Maßen auf einer galaktischen Skala relativ nah, weil die meisten Entfernungsmaße durch die Rotverschiebung oder anderen Methoden berechnet werden.

Die Parallaxe wird gewöhnlich durch die verschiedenen Augenhöhlenpositionen der Erde geschaffen, die nahe gelegene Sterne veranlasst zu scheinen, sich hinsichtlich entfernterer Sterne zu bewegen. Indem man Parallaxe beobachtet, Winkel messend und Geometrie verwendend, kann man die Entfernung zu verschiedenen Gegenständen im Raum, normalerweise Sterne bestimmen, obwohl andere Gegenstände im Raum verwendet werden konnten.

Weil andere Sterne weit weg sind, ist der Winkel für das Maß klein, und die dünne Dreieck-Annäherung kann angewandt werden, die Entfernung zu einem Gegenstand (gemessen in parsecs) ist das Gegenstück der Parallaxe (gemessen in arcseconds): Zum Beispiel ist die Entfernung zu Proxima Centauri 1/0.7687 =. Das erste erfolgreiche Maß der Sternparallaxe wurde von Friedrich Bessel 1838 für den Stern 61 Cygni mit Fraunhofer heliometer an der Königsberg Sternwarte gemacht.

Frühe Theorie und Versuche

Diese Sternparallaxe ist so klein, um unbeobachtbar zu sein (bis zum 19. Jahrhundert) wurde als ein wissenschaftliches Argument gegen heliocentrism während des frühen modernen Alters verwendet. Es ist von der Geometrie von Euklid klar, dass die Wirkung unfeststellbar sein würde, wenn die Sterne weg weit genug wären, aber aus verschiedenen Gründen sind solche riesigen beteiligten Entfernungen völlig unwahrscheinlich geschienen: Es war einer der Haupteinwände von Tycho gegen kopernikanischen heliocentrism dass in der Größenordnung davon, um mit dem Mangel an der erkennbaren Sternparallaxe vereinbar zu sein, es würde eine enorme und unwahrscheinliche Leere zwischen der Bahn des Saturns und dem achten Bereich (die festen Sterne) geben müssen.

James Bradley hat zuerst versucht, Sternparallaxen 1729 zu messen. Die Sternbewegung hat sich zu unbedeutend für sein Fernrohr erwiesen, aber er hat stattdessen die Abweichung des Lichtes, den nutation der Achse der Erde entdeckt, und hat eine Katalogisierung von 3222 Sternen getan.

19. und 20. Jahrhunderte

Sternparallaxe wird meistenteils mit der jährlichen Parallaxe gemessen, die als der Unterschied in der Position eines Sterns, wie gesehen, von der Erde und Sonne, d. h. dem Winkel definiert ist, der an einem Stern durch den Mittelradius der Bahn der Erde um die Sonne entgegengesetzt ist. Der parsec (3.26 Lichtjahre) wird als die Entfernung definiert, für die die jährliche Parallaxe 1 arcsecond ist. Jährliche Parallaxe wird normalerweise durch das Beobachten der Position eines Sterns zu verschiedenen Zeiten des Jahres gemessen, als sich die Erde durch seine Bahn bewegt. Das Maß der jährlichen Parallaxe war die erste zuverlässige Weise, die Entfernungen zu den nächsten Sternen zu bestimmen. Die ersten erfolgreichen Maße der Sternparallaxe wurden von Friedrich Bessel 1838 für den Stern 61 Cygni mit einem heliometer gemacht.

sehr schwierig gewesen ist zu messen, waren nur ungefähr 60 Sternparallaxen am Ende des 19. Jahrhunderts größtenteils durch den Gebrauch des filar Mikrometers erhalten worden. Astrographs mit astronomischen fotografischen Tellern hat den Prozess am Anfang des 20. Jahrhunderts beschleunigt. Automatisierte Teller messende Maschinen und hoch entwickeltere Computertechnologie der 1960er Jahre haben effizientere Kompilation von Sternkatalogen erlaubt. In den 1980er Jahren haben ladungsgekoppelte Halbleiterbausteine (CCDs) fotografische Teller ersetzt und haben optische Unklarheiten auf einen milliarcsecond reduziert.

Sternparallaxe bleibt der Standard, um andere Maß-Methoden zu kalibrieren (sieh Kosmische Entfernungsleiter). Genaue Berechnungen der auf der Sternparallaxe gestützten Entfernung verlangen ein Maß der Entfernung von der Erde bis die Sonne, die jetzt auf dem Radarnachdenken von den Oberflächen von Planeten gestützt ist.

Die an diesen Berechnungen beteiligten Winkel sind sehr klein und so schwierig zu messen. Der nächste Stern zur Sonne (und so der Stern mit der größten Parallaxe), Proxima Centauri, haben eine Parallaxe 0.7687 ± 0.0003 arcsec. Dieser Winkel ist ungefähr das, das durch einen Gegenstand entgegengesetzt ist, 2 Zentimeter haben im Durchmesser 5.3 Kilometer weg ausfindig gemacht.

Raum astrometry für die Parallaxe

1989 wurde Satellitenhipparcos in erster Linie gestartet, um Parallaxen und richtige Bewegungen von nahe gelegenen Sternen zu erhalten, die Reichweite der zehnfachen Methode vergrößernd. Trotzdem ist Hipparcos nur im Stande, Parallaxe-Winkel für Sterne bis zu ungefähr 1,600 Lichtjahren weg, wenig mehr als ein Prozent des Diameters der Milchstraße-Milchstraße zu messen. Die Gaia Mission der Europäischen Weltraumorganisation, erwartet, 2012 loszufahren und online 2013 zu kommen, wird im Stande sein, Parallaxe-Winkel zu einer Genauigkeit von 10 microarcseconds zu messen, so nahe gelegene Sterne (und potenziell Planeten) bis zu einer Entfernung von Zehntausenden von Lichtjahren von der Erde kartografisch darstellend.

Andere Grundlinien

Die Bewegung der Sonne durch den Raum stellt eine längere Grundlinie zur Verfügung, die die Genauigkeit von Parallaxe-Maßen vergrößern wird, die als weltliche Parallaxe bekannt sind. Für Sterne in der Milchstraße-Platte entspricht das einer Mittelgrundlinie von 4 A.U. pro Jahr, während für den Ring die Hauptrolle spielt, ist die Grundlinie 40 A.U. pro Jahr. Nach mehreren Jahrzehnten kann die Grundlinie Größenordnungen sein, die größer sind als die für die traditionelle Parallaxe verwendete Erdsonne-Grundlinie. Jedoch führt weltliche Parallaxe ein höheres Niveau der Unklarheit ein, weil die Verhältnisgeschwindigkeit anderer Sterne ein zusätzlicher unbekannter ist. Wenn angewandt, auf Proben von vielfachen Sternen kann die Unklarheit reduziert werden; die Präzision ist umgekehrt Verhältnis zur Quadratwurzel der Beispielgröße.

Andere Parallaxe in der Astronomie

Anderer Gebrauch des Begriffes Parallaxe in der Astronomie, mit verschiedenen Bedeutungen ist die Photometrische Parallaxe-Methode, Spektroskopische Parallaxe und Dynamische Parallaxe.

Siehe auch

• Kosmische Entfernungsleiter
• Bewegende Traube-Methode
• Richtige Bewegung
• .

Weiterführende Literatur