Παράλλαξη (αστρονομία)

Από τη Βικιπαίδεια, την ελεύθερη εγκυκλοπαίδεια
Μετάβαση σε: πλοήγηση, αναζήτηση

Στην Αστρονομία ο όρος Παράλλαξη αφορά γωνία υπό την οποία προβάλλεται από ένα ουράνιο σώμα η ακτίνα της Γης (ή της γήινης τροχιάς για τους αστέρες). Αρχίζει από το κέντρο της Γης και τελειώνει στο επίγειο σημείο που βρίσκεται ο παρατηρητής.

Παράδειγμα: Έστω Τ ο επίγειος τόπος όπου βρίσκεται ο παρατηρητής και Η και Γ τα κέντρα των δίσκων (σφαιρών) του Ηλίου και της Γης αντίστοιχα. Τότε η γωνία ΤΗΓ = έστω γωνία ω ονομάζεται παράλλαξη του Ηλίου.

Αν όμως η παρατήρηση γίνει κατά την ανατολή ή τη δύση του Ηλίου, οπότε πλέον η παρατήρηση γίνεται στον ορίζοντα, τότε το τρίγωνο ΓΤΗ είναι ορθογώνιο αφού η πλευρά ΓΤ (δηλαδή η ακτίνα της Γης έστω ρ) είναι κάθετη στη πλευρά ΤΗ. Τότε αυτή η παράλλαξη ονομάζεται οριζόντια παράλλαξη του Ηλίου.

Παράλλαξη αστέρα[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]

Αντίστοιχα με το παράδειγμα ονομάζεται και η παράλλαξη του όποιου αστέρα ή άλλου ουράνιου σώματος που όμως λόγω των πολύ μεγάλων αποστάσεων στη θέση του Τ λαμβάνεται ως σημείο Γ ο πλανήτης Γη, στη θέση του Ήλιου (του παραδείγματος) λαμβάνεται ως σημείο Σ ο παρατηρούμενος αστέρας και στη θέση Γ (επίσης του παραδείγματος) λαμβάνεται ως σημείο Η ο Ήλιος, οπότε και δημιουργείται το τρίγωνο ΓΣΗ του οποίου οι πλευρές ΓΣ είναι η απόσταση Γης-αστέρος, ΗΣ η απόσταση Ηλίου-αστέρος και ΗΓ η ακτίνα της γήινης τροχιάς περί τον Ήλιο. Η δε γωνία ΓΣΗ είναι η παράλλαξη του αστέρα.

Άρα η διαδικασία έχει ως εξής: α) Έστω το σημείο Η ο Ήλιος και Γ, Γ1, τα σημεία της Γης επί της τροχιάς της, στην ετήσια περιφορά της γύρω από τον Ήλιο, έστω ακόμη Α το σημείο του Αστέρα που παρατηρούμε στο χώρο. Παρατηρώντας τον Αστέρα από το σημείο Γ (θέση της Γης) φαίνεται να προβάλλεται αυτός στο σημείο Σ (στο σχέδιο είναι το κάτω σημείο προβολής του αστέρα στην Ουράνια Σφαίρα).

Κινούμενη η Γη (έξι μήνες μετά) στο σημείο Γ1 ο παρατηρούμενος Αστέρας φαινεται να κινείται και αυτός και να διαγράφει τόξο Σ Σ1 (στο σχέδιο το πάνω σημείο προβολής του αστέρα στην Ουράνια Σφαίρα).

Έτσι όταν η Γη εκτελεί την ετήσια κίνησή της (περιστροφή) γύρω από τον Ήλιο Γ Γ1 Γ ο Αστέρας Α φαίνεται να διαγράφει τη τροχιά Σ Σ1 Σ επί του Ουράνιου θόλου.
Αυτή η ετήσια φαινομενική τροχιά του αστέρα καλείται παραλλακτική τροχιά του αστέρα Α.

  • Ευνόητο ότι: οι παραλλακτικές τροχιές των αστέρων αποδεικνύουν ότι η Γη περιστρέφεται γύρω από τον Ήλιο.
Η ετήσια παράλλαξη ενός αστέρα και ο προσδιορισμός της απόστασης σε παρσέκ

.

β) Αν το τρίγωνο ΓΗΑ (στο σχέδιο) είναι ορθογώνιο, τότε η γωνία θ, που σχηματίζουν η ΑΓ (απόσταση αστέρος από τη Γη) και η ΑΗ (απόσταση αστέρος από τον Ήλιο), καλείται ετήσια παράλλαξη αστέρος.

Επειδή δε ΓΓ1, η διάμετρος της γήινης τροχιάς, είναι κάθετος στην ΗΑ, για αυτό η ΣΣ1 -σημεία προβολών του αστέρα στην Ουράνια Σφαίρα-, διάμετρος της παραλλακτικής τροχιάς του αστέρος Α, θα είναι παράλληλη προς τη ΓΓ1. Συνεπώς αν μετρηθεί η γωνία ΣΑΣ1 και λάβουμε το ήμισυ αυτής, τότε αυτό θα είναι ίσο προς τη γωνία θ δηλαδή ίσο προς την ετήσια παράλλαξη του αστέρα.

γ). Η παράλλαξη θ είναι πάντοτε πολύ μικρή, μικρότερη και του 1΄΄ τόξου. Είναι δε προφανές ότι όσο μακρύτερα της Γης βρίσκεται ένας Αστέρας τόσο μικρότερη θα είναι και η παράλλαξή του. Επομένως για τους πολύ μακρινούς αστέρες καθίσταται αδύνατον να μετρηθεί, αφού η διάμετρος Σ Σ1 της «παραλλακτικής τροχιάς του αστέρα» περιορίζεται τόσο ώστε να καταντά απλό σημείο.
Εκ των παραπάνω λόγων, μόνο 100 περίπου αστέρες παρουσιάζουν αισθητή οπτικά παράλλαξη, ενώ μόλις 6.000, περίπου, είναι το σύνολο εκείνων που μπορεί να διαπιστωθεί η παράλλαξή τους με τη βοήθεια και μόνο πολύ ευαίσθητων φωτογραφικών μετρήσεων.

Η ιδέα τής μέτρησης τής απόστασης των αστέρων μέσω τής παράλλαξης υπήρχε ήδη από τον Αρίσταρχο όπως διασώζει ο Αρχιμήδης στον Ψαμμίτη. Καθώς ο Αρίσταρχος δεν κατάφερε να την μετρήσει υπέθεσε ότι οι αστέρες βρίσκονται σε άπειρη απόσταση συγκριτικά με την απόσταση Γης-Ηλίου. Η απουσία παράλλαξης υπήρξε από τα βασικά επιχειρήματα των γεωκεντριστών απέναντι στον ηλιοκεντρισμό.

Σημασία[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]

Οι παραπάνω προσδιορισμοί τόσο της «οριζόντιας παράλλαξης του Ηλίου» όσο και της «παράλλαξης των αστέρων» υπήρξαν καθοριστικοί για τον προσδιορισμό τόσο της αστρονομικής μονάδος όσο και του παρσέκ αντίστοιχα εκτός εκείνου του προσδιορισμού των αποστάσεων. Επίσης, η παράλλαξη των αστέρων έπαιξε καθοριστικό ρόλο στην επιστημονική διαμάχη του 17ου και 18ου αιώνα σχετικά με το αν το ηλιακό σύστημα είναι γεωκεντρικό ή ηλιοκεντρικό.[1] Οι πολέμιοι της γεωκεντρικής θεωρίας υποστήριζαν πως, αν όντως η Γη περιφερόταν γύρω από τον Ήλιο κι όχι το αντίθετο, θα έπρεπε να εμφανίζεται μια ετήσια παράλλαξη στους αστέρες. Η παράλλαξη αυτή είναι πολύ μικρή, λόγω των πολύ μεγάλων αποστάσεων των αστέρων, κι έτσι η μη παρατήρησή της δημιουργούσε σοβαρό πρόβλημα στους υποστηρικτές του ηλιοκεντρισμού. Στις αρχές του 19ου αιώνα όμως, με την κατασκευή μεγαλύτερων τηλεσκοπίων, ο εντοπισμός της παράλλαξης των άστρων έγινε δυνατός. Μάλιστα, το 1836 ο Φρίντριχ Βίλχελμ Μπέσελ κατέστη ο πρώτος που την μέτρησε με ακρίβεια για το άστρο 61 Κύκνου, μετρώντας έτσι ουσιαστικά και την απόστασή του από τη Γη.[2][3] Αυτό ήταν και το επίτευγμα που καθιέρωσε οριστικά την ηλιοκεντρική θεωρία για το ηλιακό σύστημα.

Παραπομπές[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]

  1. See p.51 in The reception of Copernicus' heliocentric theory: proceedings of a symposium organized by the Nicolas Copernicus Committee of the International Union of the History and Philosophy of Science, Torun, Poland, 1973, ed. Jerzy Dobrzycki, International Union of the History and Philosophy of Science. Nicolas Copernicus Committee; ISBN 90-277-0311-6, ISBN 978-90-277-0311-8
  2. Zeilik & Gregory 1998, p. 44.
  3. Alan W. Hirshfeld - Parallax: The Race to Measure the Cosmos (2002) - Page 259, Google Books 2010