Parallakse er den tilsynelatende forskyvning av et objekt projisert mot en bakgrunn sett fra to forskjellige steder. Astronomisk parallakse er forskjellen i den observerte posisjonen til et himmellegeme sett fra to forskjellige steder. Størrelsen på vinkelen mellom de to synslinjene (den parallaktiske vinkelen) avhenger av avstanden til himmellegemet, avstanden mellom de to observasjonsstedene og forflytningens retning.

For avlesningsfeil, se parallaksefeil.

Den daglige parallaksen er forskjellen på et himmellegemes observerte sted (tilsynelatende sted) på himmelen og dets geosentriske sted, det vil si hvor himmellegemet ville vært observert dersom det ble observert fra Jordens sentrum.

Den daglige parallaksen, også kalt høyde-parallakse, er bare målbar for himmellegemer som tilhører solsystemet.

Den daglige parallakse har sin største verdi når himmellegemet står i horisonten (horisontalparallaksen). Dersom observasjonsstedet samtidig ligger på ekvator, kalles vinkelen ekvatorial-horisontalparallaksen. Dette er den vinkelen som Jordens ekvatorradius sees under fra himmellegemet. 

Solparallaksen er vinkelbredden til Jordens ekvatorradius sett fra sentrum av Solen når Solen befinner seg i en avstand på 1 AU. Solparallaksen er 8,794" (buesekunder), som tilsvarer en avstand på 149,60 millioner km.

Historisk sett har solparallaksen blitt brukt til å gi oss størrelsesskalaene i solsystemet.

Måneparallaksen er vinkelbredden til Jordens ekvatorradius sett fra sentrum av Månen når Månen befinner seg i sin gjennomsnittlige avstand fra Jorden, som tilsvarer 384 405 km. Måneparallaksen er 57' 2,45".

En stjernes årlige parallakse er den vinkel som én astronomisk enhet (middelavstanden mellom Solen og Jorden) sees under fra stjernen. I astronomisk litteratur brukes den årlige parallakse som et mål for avstanden.

En (årlig) parallakse på 1" tilsvarer en avstand på 1 parsec = 3,26 lysår.

Parallakser som er målt direkte ut fra stjernens forflytning i forhold til fjernere stjerner, kalles trigonometrisk parallakse. Trigonometriske parallakser kan bare måles når stjernen er nærmere enn ca. 300 lysår, som tilsvarer en parallaksevinkel på ca. 0,01". Med den astronomiske satellitten Hipparcos har man siden 1989 bestemt trigonometriske parallakser for over hundre tusen stjerner med en nøyaktighet på 0,002" og for en million stjerner med noe redusert nøyaktighet. I 2013 ble Hipparcos avløst av satellitten Gaia som bestemmer parallakser for nesten 2 milliarder stjerner med ekstrem nøyaktighet.

Friedrich Wilhelm Bessels måling av parallaksen til stjernen 61 Cygni i 1838 ansees som den første definitive påvisning av en stjernes parallakse. Han bestemte parallaksen til 0,31", mens moderne målinger gir 0,296". Den største kjente parallaksen (0,762"), og dermed minste avstand fra Solen, har stjernen Proxima Centauri.

Den sekulære parallaksen er vinkelen som en stjerne synes å forflytte seg på himmelen som følge av Solens bevegelse gjennom rommet, for eksempel i løpet av et år eller århundre.

Ettersom de enkelte stjerners hastigheter ikke er kjent, kan denne parallaksen bare bestemmes statistisk for grupper av stjerner. Man kan da finne den gjennomsnittlige avstanden til en gruppe stjerner som har en felles relativ bevegelse i forhold til Solen.

Fotometrisk parallakse er når en stjernes parallakse er bestemt ved å se på stjernens farge og størrelsesklasse. Den fotometriske parallaksen kan brukes til å bestemme avstanden til stjerner som befinner seg i den lave enden av hovedserien i Hertzsprung–Russell-diagrammet, hvor fargen og den absolutte størrelsesklassen til stjernen er sterkt korrelert med farge-størrelsesklasse-relasjonen. Denne relasjonen gjør det mulig å beregne parallaksen dersom fargen til stjernen er kjent.

Spektroskopisk parallakse er når en stjernes parallakse er bestemt ved å kombinere den spektroskopisk bestemte absolutte størrelsesklassen til stjernen med den observerte tilsynelatende størrelsesklassen.

Dynamisk parallakse er den estimerte parallaksen til optiske dobbeltstjerner der parallaksen er beregnet ved hjelp av Keplers 3. lov med utgangspunkt i stjernenes masser, omløpstid og baneomløpets store halvakse.

Foreslå endringer i tekst

Foreslå bilder til artikkelen

Kommentarer

Har du spørsmål om eller kommentarer til artikkelen?

Kommentaren din vil bli publisert under artikkelen, og fagansvarlig eller redaktør vil svare når de har mulighet.

Du må være logget inn for å kommentere.