Parallaks on kahest erinevast kohast vaadatuna objekti asukoha tajutav muutus. Lihtsamas tähenduses on parallaks nurk, mille moodustavad kaks vaatlusjoont ja vaadeldav objekt. Astronoomias on parallaks üks tähtsamaid ja kõige otsesemaid viise kauguste mõõtmiseks.
Mida parallaks tähendab ja kuidas seda mõistetakse
Astronoomias eristatakse peamiselt trigonomeetrilist (ehk nurkparallaksi) meetodit, kus mõõdetakse lähima tähe näivast positsioonist tehtud muutust, kui vaatlused on tehtud erinevatel aegadel või erinevatest kohtadest. Lähimatel objektidel on parallaks suurem kui kaugematel, kui neid vaadeldakse samadest positsioonidest — sellest tuleneb parallaksi kasutatavus kauguste määramisel.
Kuidas parallaksit mõõdetakse
Parallaks mõõdetakse kahe vaatlusjoone vahelise nurga järgi. Maa orbiidi ümber tehtavast aastasest parallaksist räägitakse siis, kui võrdleme tähe näivat asendit Maa orbiidi vastupidistel pooltel (näiteks kuue kuu vahega). Sellisel juhul on parallaksi baasjooniks Maa orbiidi pooltel olev kaugus ehk 2 AU jagatud kaheks; praktiline arvutus kasutab aga tavaliselt 1 AU kui baasjoont ja definitsiooni arcsecond-põhiselt (vt allpool).
Nurga mõõtmiseks on vaja mitut täpset astromeetrilist mõõtmist aasta(te) jooksul, sest tähe paigutus tausttähtede suhtes muutub ka liikumise (proper motion) tõttu. Parallaksi eristamiseks tuleb need komponendid (parallaks ja proper motion) üksteisest eraldada mitme aasta pikkuse vaatlusbaasi abil.
Trigonomeetria, parsekid ja lihtne valem
Parallaksi põhjal arvutatakse kaugus kolmnurga ja trigonomeetria abil. Kui parallaksi nurk p on mõõdetud kaaresekundites (arcsecond, tähistus "), siis kaugus parsekites on lihtne valem:
d (pc) = 1 / p (" )
See tähendab, et täht, mille parallaks on 1", asub 1 parseki kaugusel. Parseki ühikusse teisendades kehtib ligikaudne teisendus: 1 parsek ≈ 3,26 valgusaastat. Näiteks tähe, mille parallaks on 0,5", kaugus on 2 pc ehk ≈6,52 valgusaastat.
Parsekites väljendamine on astronoomias mugav, sest vahetu seos nurga suuruse ja kaugusega on lihtne ning mõõdetavad parallaksid on sageli mõistlikult väljendatavad kaaresekundites või milliarcsecondites (mas).
Parallaksi liigid ja rakendused
- Aastane (trigonomeetriline) parallaks — kasutatakse tähtede kauguste otseseks mõõtmiseks, baasjooniks Maa orbiidi raadius.
- Diurnaalne parallaks — Maa pöörlemisest tingitud vaatluste erinevus (kasutatakse peamiselt Maal tehtud lähivaatlustes, näiteks asteroidide ja planeetide puhul).
- Hõlmatud/taustal põhinevad meetodid (näiteks liikuva klastrimeetod) ja spektriline parallaks (tähestiku omadustest oletatav kaugus) — need ei ole otsesed parallax-mõõtmised, aga toetuvad parallaxipõhisele kalibreerimisele.
Piirangud ja vead
Meetod ebaõnnestub või muutub ebatäpseks, kui objekt on nii kaugel, et Maa orbiit on liiga väike, et saada piisavalt suur parallaksi nurk, mida täpselt mõõta. Traditsiooniliselt piirdus trigonomeetriline parallaks mõnekümne kuni mõnesaja valgusaasta suuruste vahemaadega sõltuvalt instrumentide täpsusest; lihtsamas hinnangus on see piir sageli toodud umbes 100 valgusaasta (~30 pc) ümber. Pärast kosmoseastromeetria arengut on see piir märgatavalt laienenud.
Parallaksi mõõtmisi mõjutavad nii juhuslikud mõõtemõõtmisvead kui ka süsteemsed tõrked (näiteks nullpunkti nihe), samuti tähe enda liikumine ja lähedal asuvate objektide segu. Suure tähtsusega on ka atmosfääri mõjud ground-based mõõtmistel; sellepärast on täpne astromeetria tihti tehtud kosmosesondide abil.
Parallaksi tähtsus kosmilise kauguse redeli kontekstis
Parallaks annab otsese ja kalibreeritud aluse teistele kauguse mõõtmise meetoditele — see on kosmilise kauguse redeli esimene samm. Kui lähitaevas tehtud parallaksmõõtmised annavad tähe absoluutse heleduse (lähtestatud kaugusele), siis saab samu väljaõppitud omadusi ja standardtähte (näiteks tsüklilised muutujad nagu Cepheidid) kasutada kaugemate galaktikate ja universumi struktuuri mõõtmiseks.
Astromeetrilised missioonid: Hipparcos ja Gaia (kosmosesond)
Aastatel 1989–1993 tegi Hipparcos-satelliit mõõtmisi üle 100 000 lähedalasuva tähe kohta, tõstes oluliselt trigonomeetrilise parallaksi ulatust ja täpsust võrreldes maapealsete mõõtmistega. Hipparcos andis parallakse ja proper motion’eid paljude tähtede jaoks miljonilise täpsuse astmes (milliarcsecond-tasandil).
Gaia (kosmosesond) on kavandatud ja rakendatud sarnaste, kuid veelgi täpsemate mõõtmiste tegemiseks umbes miljardi tähe kohta kogu Linnutee piires, saavutades eriti headele ja eredatele tähtedele mikroarcsecond-tasemel täpsust. Gaia andmestikud (DR1, DR2, EDR3, DR3 jt) on oluliselt laiendanud meie teadmisi galaktilistest struktuuridest, tähtede liikumistest ja kaugustest. Samas tuleb Gaia andmeid kasutades arvestada ka tuntud süsteemsete nihete ja nullpunkti korrigeerimisega, mida teadlased pidevalt uurivad ja parandavad.
Muud praktilised näited ja igapäevane paralleel
Parallaksi põhimõte toimib ka igapäevaelus: paljudel loomadel, sealhulgas inimestel, on kaks silma, mis võimaldavad sügavustaju; seda nimetatakse stereopsisiks. Kuna mõlema silma vaatenurk on erinev, tekib loomulik kaugustunnetus ja me tajume seda kui tavalist 3-D stseeni. Isiklikul skaalal on võrreldav baasjoon lihtsalt interpupillaarne kaugus (silma-vahe), aga põhimõte — nihkumine vaadeldavas nurkas sõltuvalt kaugusest — on sama mis astronoomias.
Kokkuvõte
Parallaks on trigonomeetrilise kaugusemõõtmise aluseks: see pakub otsest, mõõdetavat ja kalibreeritud meetodit lähimate tähtede kauguste määramiseks ning on kosmilise kauguse redeli esimene ja kõige usaldusväärsem lüli. Kosmosesondid nagu Hipparcos ja Gaia (kosmosesond) on laiendanud selle meetodi rakendusulatust ning parandanud täpsust, võimaldades täpsemaid kaardistusi ja paremat arusaamist galaktilisest ja kosmilisest struktuurist.
