La paralaje, o más exactamente la paralaje del movimiento del, es el cambio de la posición angular de dos puntos inmóviles en relación con según lo considerado por un observador, causado por el movimiento de un observador. Puesto simplemente, es el cambio de un objeto contra un fondo causado por un cambio en la posición del observador. Si no hay paralaje entre dos objetos entonces ocupan la misma posición. El término deriva griego παραλλαγή (parallagé del ), significando el " alteration".
La paralaje se piensa a menudo en como el “movimiento evidente” de un objeto contra un fondo distante debido a un cambio de la perspectiva, según lo considerado en el cuadro 1. Cuando está visto del punto de vista A, el objeto aparece estar más cercano al cuadrado azul. Cuando el punto de vista se cambia al punto de vista B, el del objeto aparece haberse movido delante del cuadrado rojo. Es el más de uso general de astronomía.
Uso en la medida de la distancia
Por el observando paralaje de, el que mide los ángulos del y que usa la geometría, uno puede determinar la distancia a los varios objetos. Cuando esto está en referencia al Stars que el efecto se conoce como paralaje estelar . Las primeras medidas acertadas de una paralaje estelar fueron hechas por el Friedrich Bessel en 1838, para el 61 Cygni de la estrella.
La medida de la distancia por paralaje es un caso especial del principio de triangulación, donde uno puede solucionar para todos los lados y ángulos en una red de triángulos si, además de todos los ángulos en la red, la longitud solamente del lado del uno se ha medido. Así, la medida cuidadosa de la longitud de una línea de fondo puede fijar la escala de una red de la triangulación que cubre la nación entera. En paralaje, el triángulo es extremadamente largo y estrecho, y midiendo su lado más corto y el pequeño ángulo superior (los otros dos que están cerca de 90 grados), los lados largos (en la práctica igual) pueden ser resueltos.
¡Error< de la paralaje! -- Esta sección se liga del tubo catódico -->
Las medidas exactas de la paralaje de la distancia tienen generalmente un error asociado . Así una paralaje se puede describir como cierto ± del ángulo un cierto ángulo-error. Al menos este " ángulo-error" del ±; no traducirá directo a un error del ± para la gama, a excepción de errores relativamente pequeños. La razón de esto es que un error hacia un ángulo más pequeño del da lugar a un mayor error en distancia que un error hacia un ángulo más grande del .Sin embargo una aproximación del error de la distancia se puede computar por medio del siguiente: = \ delta del
donde está el d la distancia y el p es la paralaje. La aproximación es lejos más exacta para los valores relativamente pequeños del error de paralaje cuando está comparada a la paralaje.
Error de paralaje en fotografía
El error de paralaje puede ser considerado al tomar las fotos con muchos tipos de cámaras, tales como cámaras reflejas y ésos de la Gemelo-lente incluyendo los visores tal como cámaras del telémetro en estas cámaras, el ojo ve el tema a través de diversa óptica (el visor, o de una segunda lente) que la con el cual se toma la foto. Mientras que el visor se encuentra generalmente sobre la lente de la cámara, las fotos con error de paralaje se caracterizan como siendo levemente más bajas que previstas, el ejemplo clásico que es la imagen de la persona con su cabeza cosechada apagado. Este problema se aborda en las cámaras reflejas de la Solo-lente donde el visor ve a través la misma lente a través de la cual se toma la foto (con la ayuda de un espejo movible), así el evitar de error de paralaje.
Instrumentos de la paralaje y de la medida
Si un &mdash del instrumento óptico; Telescopio, microscopio, &mdash del teodolito ; se enfoca impreciso, los retículos aparecerá moverse con respecto al objeto enfocado encendido si uno mueve su cabeza horizontalmente delante del ocular. Esta es la razón por la cual es importante, especialmente al realizar medidas, enfocarse cuidadosamente para “eliminan la paralaje”, y comprobar moviendo su cabeza.
También en medidas no-ópticas el grueso de una regla puede crear paralaje en medidas finas. Uno se advierte siempre en clases de la ciencia al " evitar parallax." Por esto es significado que uno debe llevar siempre medidas con su ojo en una línea directo perpendicular la regla, de modo que el grueso de la regla no cree error en la colocación para las medidas finas. Un error similar puede ocurrir al leer la posición de un indicador contra una escala en un instrumento tal como un galvanómetro . Para ayudar al usuario a evitar este problema, la escala se imprime a veces sobre una tira estrecha del espejo, y el usuario coloca su ojo de modo que el indicador obscurezca su propia reflexión. Esto garantiza que la visión del usuario es perpendicular al espejo y por lo tanto a la escala.
Paralaje fotogramétrica
Los pares aéreos del pic, cuando están vistos a través de un espectador estéreo, ofrecen un efecto estéreo pronunciado del paisaje y de edificios. Los altos edificios aparecen a la “quilla sobre” en la dirección lejos del centro de la fotografía. Las medidas de esta paralaje se utilizan para deducir la altura de los edificios, a condición de que se saben las distancias de la altura que vuelan y de la línea de fondo. Esto es un componente clave al proceso de la fotogrametría .
Paralaje lunar
La paralaje lunar implica la aritmética de estrellas paralelas entre dos hachas invertidas que giren en los ángulos que son solamente visibles por la luna.
El Julio Verne, en de la tierra a la luna, escribió:
" Encima de hasta entonces, mucha gente no tenía ninguna idea cómo una podría calcular la distancia que separaba la luna de la tierra. La circunstancia fue explotada para enseñarle a que esta distancia fue obtenida midiendo la paralaje de la luna. Si la paralaje de la palabra aparecía sorprenderlos, fueron dichos que era el ángulo subtendido por dos líneas rectas que funcionaban de ambos extremos del radio de la tierra de la luna. Si tenían dudas en la perfección de este método, fueron demostrados inmediatamente que no sólo lo hizo esta cantidad de la distancia mala a doscientas treinta y cuatro mil trescientas y cuarenta y siete millas enteras (94.330 ligas), pero también que los astrónomos no estaban en error por más de setenta millas (ligas del ≈ 30). "
Una manera primitiva de determinar la paralaje lunar a partir de una localización está usando un eclipse lunar. La sombra llena de la tierra en la luna tiene un radio de curvatura evidente igual a la diferencia entre los radios evidentes de la tierra y el Sun según lo visto de la luna. Este radio se puede considerar para ser igual a 0.75 grados, de el cual (con el radio evidente solar 0.25 grados) conseguimos a tierra el radio evidente de 1 grado. Esto rinde para los radios de la tierra de la distancia 60 de la Tierra-Luna o 384. Este procedimiento primero fue utilizado por el Aristarchus de Samos y el Hipparchus, y encontró más adelante su manera en el trabajo Ptolemy .
Otra manera de utilizar paralaje para determinar la distancia a la luna sería tomar dos cuadros de la luna en exactamente el mismo tiempo a partir de dos localizaciones en la tierra, y compara la posición de la luna concerniente a las estrellas visibles. Usar la orientación de la tierra, y esos dos puntos, y una dislocación perpendicular, una distancia a la luna puede ser triangulada. = \ frac {\ _ del _ del
Paralaje solar
Después de que el Copernicus propusiera su sistema heliocéntrico, con una tierra en la revolución alrededor del Sun, era posible construir un modelo de escala de la Sistema Solar del conjunto, pero sin la escala. Para comprobar la escala, es necesario medir solamente una distancia dentro de la Sistema Solar, e., la distancia mala de la tierra al Sun o a la unidad astronómica (AU). Cuando es hecha por la triangulación, esto se refiere como la paralaje solar, la diferencia del en la posición del Sun como considerado del centro de tierra y de un radio de la tierra del punto uno lejos, es decir, el ángulo subtendió en el Sun por el radio malo de la tierra. Saber la paralaje solar y el radio malo de la tierra permite que uno calcule el AU, el primer, pequeño paso en el largo camino de establecer el &mdash del tamaño; y así, según la teoría de Big Bang, el &mdash de la edad mínima; del universo visible.
Una manera primitiva de determinar la distancia al Sun en términos de distancia a la luna fue propuesta ya por el Aristarchus de Samos en su del libro en los tamaños y las distancias del Sun y de la luna . Él sostuvo que la forma de Sun, de la luna, y de tierra un triángulo correcto (de ángulo recto en la luna) en el momento de primero o de la luna del último trimestre. Él entonces estimaba que la luna, tierra, ángulo de Sun era 87°. Usar la geometría correcta, pero los datos de observación inexactos, Aristarchus concluyó que el Sun era levemente menos de 20 veces más lejos lejos que la luna. El valor verdadero de este ángulo está cercano a 89° 50 ', y el Sun es realmente cerca de 390 veces más lejos lejos. Él precisó que la luna y el Sun tienen tamaños angulares evidentes casi igual y por lo tanto sus diámetros deben estar en proporción con sus distancias de la tierra. Él concluyó así que el Sun era alrededor 20 veces más grande que la luna; cuál, aunque sea incorrecto, sigue lógicamente de sus datos incorrectos. Sugiere que el Sun sea claramente más grande que la tierra, que se puede tomar para apoyar el modelo heliocéntrico. Aunque sus resultados fueran incorrecto debido a los errores de observación, fueron basados en principios geométricos correctos de paralaje, y se convirtieron en la base para las estimaciones del tamaño de la Sistema Solar por casi 2000 años, hasta que el tránsito de Venus fuera observado correctamente en 1761 y 1769.
Este método fue propuesto por el Edmundo Halley en 1716, aunque él no viviera para ver los resultados.
El uso de los tránsitos de Venus era menos acertado que había sido esperada debido al efecto de la gota del negro, pero la estimación resultante, 153 millones de kilómetros, es el apenas 2% sobre el valor actual aceptado, 149.6 millones de kilómetros.
Mucho más adelante, la Sistema Solar “fue escalada” usar la paralaje de los asteroides alguno cuyo, como el eros, pasar mucho más cercano a la tierra que Venus. En una oposición favorable, el eros puede acercarse a la tierra a 22 millones de kilómetros. Ambos la oposición de 1901 y la de 1930/1931 fueron utilizadas con este fin, los cálculos de la 3ultima determinación que era terminada cerca Chaqueta de punto real Jones de Harold del sir del astrónomo.
También las reflexiones del radar, de Venus (1958) y de los asteroides, como el Ícaro, se han utilizado para la paralaje solar determinación. Hoy, el uso de los acoplamientos de la telemetría de la nave espacial ha solucionado este viejo problema totalmente.
¡Paralaje estelar
En una escala interestelar, la paralaje creada por las diversas posiciones orbitales de la tierra hace las estrellas próximas aparecer moverse concerniente a las estrellas más distantes. Sin embargo, este efecto es así que pequeño es imperceptible sin medidas extremadamente exactas.
La paralaje anual se define como la diferencia en la posición de una estrella según lo considerado de la tierra y del Sun, es decir el ángulo subtendido en una estrella por el radio malo de la órbita de tierra alrededor del Sun. Dado dos puntos en los extremos contrarios de la órbita, la paralaje es mitad del cambio paraláctico máximo evidente de la estrella vio de los dos puntos. El parsec es la distancia para la cual la paralaje anual es 1 Arcsecond .
La distancia de un objeto (en parsec) se puede computar como el recíproco de la paralaje. Por ejemplo, el satélite de Hipparcos midió la paralaje de la estrella más cercana, Proxima Centauri, como .77233 segundo del arco (±. Por lo tanto, la distancia es los parsec 1/0.
Los ángulos implicados en estos cálculos son muy pequeños.772 arcseconds es áspero el ángulo subtendido al lado de un objeto cerca de 2 centímetros de diámetro (áspero el tamaño de un dólar cuarto de los E.
Cómputo
Paralaje de 1 AU} {d en segundos del arco
donde AU del
1 del
= 1 unidad astronómica = distancia media Sun a la tierra = 1.4959 ·
de 1011 m d = distancia a la estrella
La selección de una buena unidad de medida cancelará los constantes. Derivación:
derecho triángulo
pequeño ángulo aproximación
arcseconds
paralaje si la paralaje es 1", entonces la distancia es = el AU 206.2616 LY = 1
del parsec (este define el parsec) = \ frac {1} del , cuando la distancia se da en los parsec El hecho de que la paralaje estelar fuera tan pequeña que era inobservable en ese entonces fue utilizado como la discusión científica principal contra el Heliocentrism durante la edad moderna temprana. Está claro de la geometría del de Euclid que el efecto sería imperceptible si las estrellas estaban suficientemente lejos ausentes; pero por varias razones un tamaño tan gigantesco parecía enteramente inverosímil.
Las medidas de la paralaje anual como la tierra pasan con su órbita eran la primera manera confiable de determinar las distancias método de las estrellas la más cercano al este eran primeras usadas con éxito por el Friedrich Wilhelm Bessel en 1838 en que él midió la distancia al 61 Cygni con un heliómetro, y sigue siendo el estándar para calibrar otros métodos de la medida (después de que el tamaño de la órbita de la tierra es medido por la reflexión del radar en otros planetas).
En 1989, un " llamado basado en los satélites; Hipparcos " fue lanzado con la cañería propósito de obtener paralajes y los movimientos apropiados de estrellas próximas, aumentando el alcance del método diez veces. Sin embargo, Hipparcos puede solamente medir los ángulos de la paralaje para las estrellas hasta cerca de 1.600 años luz de ausente - el un poquito más que un por ciento del diámetro nuestra galaxia .
Paralaje dinámica o del mover-racimo
El estelar abierto Hyades del racimo en el tauro extiende sobre una parte tan grande del cielo, 20 grados, que los movimientos apropiados según lo derivado del Astrometry aparecen converger con una cierta precisión a un norte del punto de la perspectiva de Orion. Combinando el movimiento apropiado (angular) evidente observado en segundos del arco con el movimiento (absoluto) verdadero también observado del retroceso según lo atestiguado por el desplazamiento hacia el rojo de Doppler de las líneas espectrales estelares, permite que estimemos la distancia del racimo (151 años ligeros) y su miembro stars más o menos de la misma manera como usar paralaje anual.
La paralaje dinámica a veces también se ha utilizado para determinar la distancia a una supernova, cuando el frente de onda óptico del arrebato fue considerado para propagar a través de las nubes de polvo circundantes en una velocidad angular evidente, cuando sabemos su velocidad verdadera de la propagación para ser la velocidad de la luz .
La escala del universo
Todos estos varios métodos astronómicos de la paralaje permiten que establezcamos los primeros peldaños en la escala cósmica de la escala, hacia fuera a años ligeros de unas centenas más allá de eso, otros métodos se deben tomar en uso: e., " Parallaxes" espectroscópico ; — no realmente paralajes en absoluto. Es un prototipo de un " candle" estándar; el método, donde observamos el brillo evidente de un objeto sabemos, basamos en una cierta teoría física, el brillo verdadero de. Para los grupos de estrellas tenemos el diagrama de Hertzsprung-Russell que permite que derivemos el brillo absoluto de una estrella o la magnitud de su tipo espectral. El brillo (evidente) observado o magnitud que es , podemos entonces derivar su paralaje cerca
" llamado; parallax" espectroscópico;.
Otros métodos, sobre todo de la variedad de la vela estándar, son las estrellas variables llamadas &mdash de Cepheids ; brillo absoluto cuyo depende de su período observado de &mdash de la variación;, brillos de la supernova, tamaños y brillos globulares, brillos completos etc. del racimo de la galaxia . Éstos son todo el mucho más inciertos pues no se basan en geometría simple. Con todo, las paralajes son la base todo, pues permiten la calibración de estos métodos más inciertos en la vecindad solar.
Un método muy moderno que no es un método tradicional de la paralaje pero también geométrico en naturaleza, es " Parallax" lensing gravitacional ;. Depende de observar el diferencial de retraso de tiempo de variaciones del brillo de un cuasar alejado que nos alcanza por dos diversas trayectorias a través del campo gravitacional o del " lens" de una galaxia del primero plano. Si los desplazamientos hacia el rojo del cuasar y de la galaxia del primero plano se saben, una puede demostrar que las distancias absolutas de ambas son proporcionales al retardo diferenciado, y se puede de hecho calcular dado también la geometría de la lente gravitacional en la esfera celestial.
Todas estas técnicas independientes tienen como objetivo el determinar de constante de Hubble, el constante describiendo cómo el desplazamiento hacia el rojo de galaxias, debido a la extensión del universo, depende de la distancia de estas galaxias de nosotros. Sabía el constante de Hubble permite otra vez que determinemos, simplemente funcionando con la película de la extensión cósmica al revés, cuánto tiempo hace ella cuando todas estas galaxias fueron recogidas en un monopunto -- el Big Bang . El conocimiento actual pone esto en hace unos 13.7 mil millones años, pero con considerables incertidumbre y dependencia de varias asunciones modelo.
En gráficos de computadora
considera también:
l movimiento en sentido vertical de la paralaje
considera también: Paralaje que traza el
En muchos usos gráficos tempranos, tales como juegos video, la escena sería construida de las capas independientes que se enrollan a diversas velocidades cuando el jugador/el cursor se mueve. Un poco de hardware tenía ayuda explícita para tales capas, tales como el sistema estupendo de la hospitalidad de Nintendo. Esto dio a algunas capas el aspecto de estar más lejos ausente que otros y era útil para crear una ilusión de la profundidad, pero trabajado solamente cuando el jugador se está moviendo. Ahora, la mayoría de los juegos se basan en modelos gráficos tridimensionales mucho más comprensivos, aunque los sistemas portables del juego (DS, PSP) todavía utilicen a menudo paralaje.
Como metáfora
En un sentido filosófico/geométrico: Un cambio evidente en la dirección de un objeto, causada por un cambio en la posición de observación eso proporciona una nueva visión. La dislocación evidente, o diferencia de la posición, de un objeto, según lo visto a partir de dos diversas estaciones, o de puntos de vista. En contemporáneo la escritura de una paralaje puede también ser la misma historia, o una historia similar aproximadamente de la misma línea de tiempo, a partir de un libro dicho de una perspectiva distinta en otro libro. La palabra y el concepto de " parallax" ofrecer prominente en novela de s 1922 de Joyce James ', Ulises del . La tarjeta de Orson Scott también utilizó este término al referir a la sombra de Ender con respecto al juego de Ender.
La metáfora también se invoca en el opus de botella doble esloveno Slavoj Žižek del filósofo en su trabajo la opinión de la paralaje. " La torcedura filosófica que se agregará ((al paralllax)), por supuesto, es que la distancia observada no es simplemente subjetiva, puesto que el mismo objeto que existe “hacia fuera allí” se considera a partir de dos diversas posturas, o puntos de vista. Es algo que, como el Hegel lo habrían puesto, el tema y el objeto intrínsecamente está mediado de modo que un cambio del “ epistemológico” en el punto de vista del tema refleje siempre un cambio ontológico en el objeto sí mismo. O - ponerlo en el Lacanese la mirada del tema está inscrita always-already en el objeto percibido sí mismo, so pretexto de su “punto oculto,” el que sea “en el objeto más que el objeto sí mismo”, el punto de el cual el objeto sí mismo vuelve la mirada. El cuadro está Sure en mi ojo, pero estoy también en el picture.
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