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Parallạxe

 

[griechisch »Vertauschung«] die, -/-n, allgemein der Winkel zwischen den Verbindungsgeraden zu einem Punkt von zwei verschiedenen Orten aus, deren geradlinige Verbindung, die Basis, bekannt ist, d. h. der Winkel, unter dem von dem Punkt aus die Basis erscheint (parallaktischer Winkel). Die Parallaxe wird bei fester Basis umso kleiner, je weiter entfernt der Punkt ist.

 

Bei nahe liegenden Objekten tritt infolge des Augenabstands bei wechselseitigem Sehen eine Parallaxe auf; bei beidseitigem Sehen entsteht deshalb ein räumliches Bild. Eine Parallaxe erhält man z. B. auch bei optischen Instrumenten, wenn das Objekt nicht genau in die Fadenkreuz- oder Strichmarkenebene abgebildet wird durch seitliche Bewegungen des Kopfes (Einstellparallaxe). - In Geodäsie (Entfernungsmessung) und Astronomie wird mithilfe von Winkelmessungen von den Enden einer Basis aus die Entfernung unzugänglicher Punkte bestimmt; Parallaxe bezeichnet in der Astronomie daher im weiteren Sinn auch die Entfernung eines Gestirns (Sternentfernung), unabhängig, ob zu ihrer Bestimmung geometrische oder andere Methoden verwendet werden.

 

Astronomische Parallaxenbestimmung:

 

1) absolute Methoden: Die Himmelskörper erscheinen von der Erde aus an die Himmelskugel projiziert. Verändert sich der Beobachtungsort, verschiebt sich auch der projizierte Ort (parallaktische Verschiebung). Eine Ortsveränderung des Beobachters ergibt sich infolge der Erdrotation (tägliche Parallaxe), des Umlaufs der Erde um die Sonne (jährliche Parallaxe) und der Pekuliarbewegung der Sonne (säkulare Parallaxe). Die Entfernungsbestimmung unter Ausnutzung der täglichen Parallaxe ist nur im Planetensystem möglich. Die Basis wird durch den vom Gestirn aus gesehenen Abstand des Beobachtungsorts vom Erdmittelpunkt aufgespannt. Ihre Größe ändert sich infolge der Erdrotation; sie ist am größten, wenn sich das Gestirn am Horizont des Beobachtungsorts (Horizontalparallaxe) und - aufgrund der Erdabplattung - wenn sich dieser am Äquator befindet (Äquatorialhorizontal-Parallaxe). Die Horizontalparallaxe der Sonne beläuft sich (im Mittel) auf 8,794'', die Äquatorialhorizontal-Parallaxe des Mondes auf 3 422,45''.

 

Im Planetensystem sind Entfernungen mithilfe der Radar-Echo-Methode und mittels Lasersignalen sehr genau bestimmbar. Man misst die Laufzeit elektromagnetischer Signale von der Erde zu einem Himmelskörper (insbesondere Venus, Mond) und wieder zur Erde zurück. Aus ihr erhält man die Entfernung des Himmelskörpers in Kilometern und mithilfe des dritten keplerschen Gesetzes, das relative Entfernungen im Sonnensystem angibt, auch die Entfernungen aller anderen Körper. Speziell ergibt sich so die mittlere Entfernung Erde-Sonne zu 149 597 870 km mit einer Unsicherheit von nur 5 km. - Infolge des Erdumlaufs um die Sonne beschreiben die Sterne an der Himmelskugel Ellipsen, deren große Achse gleich der jährlichen Parallaxe ist; die Basis wird dabei durch die (mittlere) Entfernung der Erde von der Sonne gebildet. Die Entfernung, bei der die jährliche Parallaxe genau 1'' misst, bezeichnet man als 1 pc (Parsec). Der uns nächste Stern, Proxima Centauri, hat eine jährliche Parallaxe von 0,772'', damit eine Entfernung von 1,30 pc. Die jährliche Parallaxe wird auch als trigonometrische Parallaxe bezeichnet. Wegen der unvermeidlichen Beobachtungsfehler sind jährliche Parallaxen von der Erde aus nur bis etwa 30 pc Entfernung messbar. Bei der säkularen Parallaxe wird die Basis durch die von der Sonne im Milchstraßensystem innerhalb eines möglichst langen Zeitraums zurückgelegte Strecke aufgespannt.

 

2) relative Methoden: Photometrisch lassen sich Entfernungen aus der gemessenen scheinbaren und der als bekannt vorausgesetzten absoluten Helligkeit ableiten (photometrische Parallaxe). Die absolute Helligkeit eines Sterns, Sternhaufens oder Sternsystems erschließt man dabei aus beobachtbaren Eigenschaften, wenn zwischen diesen und der absoluten Helligkeit eine eindeutige Beziehung besteht. Das trifft z. B. bei Sternen für die Spektral- zusammen mit der Leuchtkraftklasse oder bei Veränderlichen vom Typ Delta Cephei oder RR Lyrae für die Lichtwechselperiode zu (Perioden-Leuchtkraft-Beziehung). Am weitreichendsten ist die Entfernungsbestimmung mittels Hubble-Effekts, wobei der Zusammenhang zwischen der Rotverschiebung in den Spektren extragalaktischer Sternsysteme und deren Entfernung vom Milchstraßensystem ausgenutzt wird. Alle diese photometrischen Methoden erfolgen relativ, da die Zusammenhänge zwischen den bei den Messungen benutzten Eigenschaften der Objekte an solchen bekannter Entfernung geeicht werden müssen.

 

Hier finden Sie in Überblicksartikeln weiterführende Informationen:

 

Entfernungsbestimmung in der Astronomie