Parallaxe
Die scheinbare seitliche Verschiebung von Objekten beim Verändern der Blickrichtung. Genau definiert ist die Parallaxe als Winkel zwischen zwei Geraden, die von verschiedenen Standorten („Basislinie“) auf denselben Punkt (ein Objekt) gerichtet sind.
Als Parallaxe (von altgriechisch παράλλαξις parállaxis „Veränderung, Hin- und Herbewegen“) bezeichnet man die scheinbare Änderung der Position eines Objektes, wenn der Beobachter seine eigene Position verschiebt. Der sog. Parallaxenfehler ist ein Beobachtungsfehler, der entsteht, wenn man zwei hintereinanderliegende Gegenstände betrachtet und dabei den Ausgangspunkt ändert, so dass sich eine scheinbare Verschiebung der Gegenstände ergibt. Konkretes/Anschauliches Beispiel: Hält man den Daumen aufwärts und betrachtet ihn abwechselnd mit dem linken und dem rechten Auge, so verschiebt sich sein Bild vor dem weiter entfernten Hintergrund. Basislinie ist hier der Augenabstand, die Methode heißt "Daumensprung". Die Parallaxe ist umso größer, je näher sich das beobachtete Objekt befindet und je länger die Basislinie ist.
Astronomie (Sternparallaxe)
In der Astronomie beschreibt die Parallaxe allgemein ein Verfahren zur Entfernungsbestimmung von Himmelskörpern.
Eine Standortänderung eines Beobachters auf der Erde ergibt sich durch deren Rotation (tägliche Parallaxe), die Bewegung der Erde um die Sonne (jährliche Parallaxe) und die Bewegung der Sonne mitsamt den Planeten im Milchstraßensystem (säkulare Parallaxe).
Für Distanzmessungen zum Erdmond und nahen Planeten dient der Erdradius als Basislinie. Die Parallaxe der Venus erscheint zwischen zwei Beobachtungsorten auf der Erdkugel in einer leicht verschiedenen Position vor dem Sternhintergrund. Bei den seltenen Venusdurchgängen vor der Sonne wurde die Parallaxe relativ zum Sonnenrand gemessen und brachte auf diese Weise erste Werte für den Radius der Erdbahn (die Astronomische Einheit).
Geschichte
Die Parallaxe wird auch zur Entfernungsmessung sonnennaher Sterne eingesetzt. Sie ist selbst bei nahen Fixsternen so klein, dass man sie lange nicht beobachten konnte. Dies wurde schon in der frühen Neuzeit als wichtigstes wissenschaftliches Argument gegen das Heliozentrische Weltbild ins Feld geführt.
61 Cygni (im Sternbild Cygnus bzw. Schwan) war der erste Fixstern, dessen Entfernung direkt durch Bestimmung seiner jährlichen Parallaxe gemessen wurde. Dies gelang dem Astronomen Friedrich Bessel in den Jahren 1837 und 1838 an der Sternwarte Königsberg. Er benutzte dafür ein spezielles Teleskop, besonders geeignet zur Messung kleinster Winkel. Mit diesem Instrument war es möglich, die winzige periodische Verschiebung des Sterns, verursacht durch die Bewegung der Erde um die Sonne, zu messen. Bessel hatte seinerzeit berechnet, „dass von diesem Sterne das Licht zu uns erst in 9¼ Jahren gelangt“. Seine Parallaxe beträgt nach modernen Messungen 0,29", und Bessel hatte seine geringe Distanz wegen der großen Eigenbewegung von über 5″ jährlich schon vermutet. Bessels Ergebnis war im Mittel 0,31" ±0,02". Das bedeutete, dass dieser Stern weit über dreißigtausend Mal weiter von der Sonne entfernt war, als der äußerste der damals bekannten Planeten, Uranus. Deshalb wurde 61 Cygni als einer der historisch bedeutendsten Sterne am Himmel bezeichnet. Erst diese Messung belegte endgültig, dass die Erde um die Sonne kreist und nicht umgekehrt.
Siehe auch
Weblinks
- Wie misst man Entfernungen im All? (Teil II) (alpha-Centauri/ Harald Lesch 2022)
Publikationen
- Donald A. Bradley: The parallax problem in astrology: A contribution to the astrological theory. 63 Seiten. Llewellyn Publications, 1947; 1983; 1986 ISBN 0875420427
Quellen und Anmerkungen
- ↑ Hier stark übertrieben
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