Full resolution (TIFF) - On this page / på denna sida - Parallakse - parallaktisk
<< prev. page << föreg. sida << >> nästa sida >> next page >>
Below is the raw OCR text
from the above scanned image.
Do you see an error? Proofread the page now!
Här nedan syns maskintolkade texten från faksimilbilden ovan.
Ser du något fel? Korrekturläs sidan nu!
This page has been proofread at least once.
(diff)
(history)
Denna sida har korrekturlästs minst en gång.
(skillnad)
(historik)
for en Kugle, vil ethvert Steds Vertikallinie
være Forlængelsen af den til Stedet gaaende
Jordradius. Det geocentriske Zenit falder
sammen med det apparente Zenit, og den
geocentriske og apparente Højde vil ligge i samme
Plan. Den daglige P. vil saaledes ingen
Indflydelse have paa et Himmellegemes Azimut,
kun paa Højden; den daglige P. kaldes derfor
Højdeparallakse, og den geocentr. Højde er
lig Summen af den apparente Højde og
Højdeparallaksen. Staar Himmellegemet i Horisonten,
har Højdeparallaksen sin største Værdi og
kaldes da Horisontal-P. Er Himmellegemets
Afstand fra Jordens Gemtrum = R, Jordradien
= r, den apparente Højde = h, saa findes
Højdeparallaksen (π) af Ligningen sin π =
r/R cos h. Kaldes Horisontalparallaksen for Π, er
sin Π = r/R. Kendes Himmellegemets
Horisontalparallakse, kan følgelig dets Afstand
beregnes. Kender man dets Afstand og maaler dets
angulære (tilsyneladende) Diameter (2 β), kan
man beregne den virkelige Diameter (2b) : b =
R sin β. For Maanen er Horisontalparallaksen
i Gennemsnit = 57,0′ (i Maksimumu 61,5′, i
Minimum 53,9′), altsaa R = 60,3r; dens angulære
Halvdiameter i Gennemsnit = 15,5′ (varierer
fra 16,8′ til 14,7′), altsaa b = 0,00451 · R =
0,2725 · r. Horisontalparallaksen kan findes ved
at maale vedkommende Himmellegemes Højde
i Meridianen fra to Punkter, der har samme
Længde (ligger Iagttagelsesstederne ikke under
samme Meridian, og finder Iagttagelserne ikke
Sted samtidig, kan man tage Hensyn til det
ved Beregningen), ell. i St f. at maale Højden
at maale Forskellen mellem Himmellegemets
og en Stjernes Højde i Meridianen. Paa denne
Maade er Maanens Horisontalparallakse bleven
funden; den samme Metode kan benyttes for
Mars og andre nære Planeter. G. D. Cassini
benyttede den for Mars 1671, idet Richer
sendtes til Cayenne, medens Picard og Ole Rømer
observerede i Paris. Af den saaledes udledede
Mars-P. kan man gennem den tredje
Kepler’ske Lov finde Solparallaksen. Foruden
Mars har man benyttet enkelte Planetoider som
Victoria, Sappho og i den sidste Tid Eros.
Halley foreslog at benytte Venus’ Passeren
over Solskiven til at udlede Solparallaksen.
Man har fundet ved disse forsk. Metoder, at
Solens P. kan sættes = 80,80″. For
Fiksstjernerne fandt man allerede i Oldtiden, at deres
P. var umærkelig, og med den geocentriske
Betragtning af Verdenssystemet havde man
intet Middel til nærmere at bestemme deres
Afstande. Bevægede derimod effter Kopernicus
Jorden sig omkr. Solen, maatte denne
Bevægelse afspejle sig i Stjernerne, idet deres
Bevægelse vilde være parallel med Jordens, men
i modsat Retning. I Løbet af et Aar vilde da
Stjernen komme tilbage til sit opr. Sted efter
at have beskrevet en lukket Kurve, der vilde
være desto mindre, jo fjernere Stjernen var
fra Jorden. Denne tilsyneladende Bevægelse af
Fiksstjernerne kalder man deres
parallaktiske Bevægelse, og ved en Stjernes P.
forstaas den Vinkel ved Stjernen, som
Synslinierne fra Stjernen til Solen og Jorden danner
med hinanden, den aarlige P. Naar
Stjernen, set fra Jorden, er i Opposition med Solen,
vil p. Gr. a. den aarlige P. dens Bredde være
størst; er den i Konjunktion, vil dens Bredde
være mindst, medens Længden i begge Tilfælde
vil have sin gennemsnitlige Værdi; i Kvadratur
vil derimod Bredden have sin gennemsnitlige
Værdi, medens Længden vil være mindst efter
Opposition, størst efter Konjunktion. Er
Stjernen i Ekliptikkens Pol, vil den synes at
beskrive en Cirkel; er den i Ekliptikken, vil den
synes at beskrive en ret linie frem og tilbage
i Aarets Løb. Ud fra dette Ræsonnement søgte
man at finde Fiksstjernernes P., men først 1836
lykkedes det W. Struve tilnærmelsesvis at finde
P. for α Lyrae ved mikrometrisk at maale dens
Afstand fra nærliggende Stjerner. Næsten
samtidig fandt Bessel P. af Dobbeltstjernen 61
Cygni ved Hjælp af to Sammenligningsstjerner.
Man finder saaledes ikke den absolutte P.,
men den relative P. af den ene Stjerne i
Forhold til den anden. Men er
Sammenligningsstjernerne mange Gange længere borte, vil den
relative P. kunne anses som absolut. Denne
Metode blev bragt i Forslag allerede af Galilei i
hans Dialogo sopra i due massimi sistemi del
mondo. Ved Maaling af P. har man ogsaa
fundet negativ P., hvilket betyder i Tilfælde af
absolutte Maalinger, at Retningslinierne fra de
diametrale Punkter af Jordbanen ikke
konvergerer mod et bestemt Punkt, Stjernen, men
divergerer, ɔ: der gives ingen Afstand af
Stjernen, som tilfredsstiller Observationerne. Ved
relative P. behøver Grunden ikke at være
Observationsfejl, men den kan hidrøre fra, at
Sammenligningsstjernen er os nærmere end
den Stjerne, hvis P. man vil bestemme.
Hidtil kender man med Sikkerhed P. af
omtrent 50 Fiksstjerner, men har alle en P.
af under 1″ og over 0,15″. De nærmeste
Stjerner er Proxima Centauri (en af Innes opdaget
svag Ledsager til α Centauri af 11. Størrelse i
2° 11′ Afstand fra denne og med samme
Egenbevægelse) med P. 0,77″, α Centauri, dens P.
er 0,76″, og Barnard’s Pilstjerne i Ophiuchus
med den hidtil største kendte Egenbevægelse af
10″ aarlig, den har P. af 0,53″; for 61 Cygni er
P. 0,32″, Sirius 0,37″. Procyon 0,31, α Aurigae
0,07″, α Aquilae 0,21″, α Tauri 0,06″, α Lyrae
0,12″ ell. 8,3 par sec., Polarstjernen 0,07. Kaldes
den aarlige P. for q, og Jordens Afstand
fra Solen for R, saa er Stjernens Afstand =
206265/q. R eller den Tid, som Lyset behøver
for at naa frem fra Stjernen = 3,26/q Aar,
altsaa er Lystiden for α Centauri 4,3 Aar, Sirius
8,7 Aar. En Afstand af 206265 Jordbaneradier,
som svarer til en P. af 1″ kalder man
»Sternweile« ell. parsec. Den parallaktiske Bevægelse
af en Stjerne, som hidrører fra Solens
Bevægelse i et Aar, kaldes Stjernens sekulære P.
Forholdet mellem den aarlige og sekulære P.
er 0,257.
J. Fr. S.
parallaktisk siges en Kikkert at være
opstillet, naar den lader sig bevæge om to Akser,
hvoraf den ene er parallel med Verdensaksen,
<< prev. page << föreg. sida << >> nästa sida >> next page >>
