Paralaxa (astronomie) - Historie editací

Sysop: Nahrazení textu „“ textem „\)“

2022-08-14T14:53:04Z

Nahrazení textu „</math>“ textem „\)</big>“

← Starší verze		Verze z 14. 8. 2022, 14:53
Řádka 37:		Řádka 37:
	'''Fotometrická paralaxa''' je ''paralaxa'' určená ze dvou [[fotometrie\|fotometrických]] veličin - ze [[zdánlivá hvězdná velikost\|zdánlivé hvězdné velikosti]] ('''m''') a [[absolutní hvězdná velikost\|absolutní hvězdné velikosti]] ('''M'''). Z jejich rozdílu, ''modulu vzdálenosti'', lze určit vzdálenost hvězdy v [[parsek\|parsecích]]:		'''Fotometrická paralaxa''' je ''paralaxa'' určená ze dvou [[fotometrie\|fotometrických]] veličin - ze [[zdánlivá hvězdná velikost\|zdánlivé hvězdné velikosti]] ('''m''') a [[absolutní hvězdná velikost\|absolutní hvězdné velikosti]] ('''M'''). Z jejich rozdílu, ''modulu vzdálenosti'', lze určit vzdálenost hvězdy v [[parsek\|parsecích]]:

-	<big>\(r=10^\left(\frac {m - M} {5} + 1\right)</~~math~~> .	+	<big>$r=10^\left(\frac {m - M} {5} + 1\right)$</big> .

	Pokud je absolutní hvězdná velikost určena pomocí [[spektrum\|spektra]] hvězd dle [[HR diagram\|HR-diagramu]], je takto vypočtená ''paralaxa'' také nazývána '''spektroskopickou paralaxou'''.		Pokud je absolutní hvězdná velikost určena pomocí [[spektrum\|spektra]] hvězd dle [[HR diagram\|HR-diagramu]], je takto vypočtená ''paralaxa'' také nazývána '''spektroskopickou paralaxou'''.
Řádka 44:		Řádka 44:
	'''Dynamická paralaxa''' (někdy také '''hypotetická paralaxa''') je ''paralaxa'' [[dvojhvězda\|vizuálních dvojhvězd]]. Určuje se z třetího [[Keplerovy zákony\|Keplerova zákona]]. Základem je zdánlivá dráha obou složek dvojhvězdy na obloze a vztah hmotnost–zářivost. Je-li z tohoto vztahu určena hmotnost obou složek a je-li změřena perioda vzájemného oběhu, lze z třetího Keplerova zákona vypočítat vzdálenost složek. Dle třetího Keplerova zákonu platí (zde je uveden v [[Isaac Newton\|Newtonově]] zobecněné formě):		'''Dynamická paralaxa''' (někdy také '''hypotetická paralaxa''') je ''paralaxa'' [[dvojhvězda\|vizuálních dvojhvězd]]. Určuje se z třetího [[Keplerovy zákony\|Keplerova zákona]]. Základem je zdánlivá dráha obou složek dvojhvězdy na obloze a vztah hmotnost–zářivost. Je-li z tohoto vztahu určena hmotnost obou složek a je-li změřena perioda vzájemného oběhu, lze z třetího Keplerova zákona vypočítat vzdálenost složek. Dle třetího Keplerova zákonu platí (zde je uveden v [[Isaac Newton\|Newtonově]] zobecněné formě):

-	<big>\((M_{1} + M_{2})P^2 = a^3\,\!</~~math~~>	+	<big>$(M_{1} + M_{2})P^2 = a^3\,\!$</big>

	Kde '''M<sub>1</sub>''' a '''M<sub>2</sub>''' jsou hmotnosti obou hvězd v jednotkách sluneční hmotnosti, '''P''' oběžná dráha v rocích a '''a''' velká poloosa v [[astronomická jednotka\|astronomických jednotkách]].		Kde '''M<sub>1</sub>''' a '''M<sub>2</sub>''' jsou hmotnosti obou hvězd v jednotkách sluneční hmotnosti, '''P''' oběžná dráha v rocích a '''a''' velká poloosa v [[astronomická jednotka\|astronomických jednotkách]].

Sysop: Nahrazení textu „ $“ textem „$ \(“

2022-08-14T14:48:34Z

Nahrazení textu „<math>“ textem „<big>\(“

← Starší verze		Verze z 14. 8. 2022, 14:48
Řádka 37:		Řádka 37:
	'''Fotometrická paralaxa''' je ''paralaxa'' určená ze dvou [[fotometrie\|fotometrických]] veličin - ze [[zdánlivá hvězdná velikost\|zdánlivé hvězdné velikosti]] ('''m''') a [[absolutní hvězdná velikost\|absolutní hvězdné velikosti]] ('''M'''). Z jejich rozdílu, ''modulu vzdálenosti'', lze určit vzdálenost hvězdy v [[parsek\|parsecích]]:		'''Fotometrická paralaxa''' je ''paralaxa'' určená ze dvou [[fotometrie\|fotometrických]] veličin - ze [[zdánlivá hvězdná velikost\|zdánlivé hvězdné velikosti]] ('''m''') a [[absolutní hvězdná velikost\|absolutní hvězdné velikosti]] ('''M'''). Z jejich rozdílu, ''modulu vzdálenosti'', lze určit vzdálenost hvězdy v [[parsek\|parsecích]]:

-	<~~math~~>r=10^\left(\frac {m - M} {5} + 1\right)</math> .	+	<big>\(r=10^\left(\frac {m - M} {5} + 1\right)</math> .

	Pokud je absolutní hvězdná velikost určena pomocí [[spektrum\|spektra]] hvězd dle [[HR diagram\|HR-diagramu]], je takto vypočtená ''paralaxa'' také nazývána '''spektroskopickou paralaxou'''.		Pokud je absolutní hvězdná velikost určena pomocí [[spektrum\|spektra]] hvězd dle [[HR diagram\|HR-diagramu]], je takto vypočtená ''paralaxa'' také nazývána '''spektroskopickou paralaxou'''.
Řádka 44:		Řádka 44:
	'''Dynamická paralaxa''' (někdy také '''hypotetická paralaxa''') je ''paralaxa'' [[dvojhvězda\|vizuálních dvojhvězd]]. Určuje se z třetího [[Keplerovy zákony\|Keplerova zákona]]. Základem je zdánlivá dráha obou složek dvojhvězdy na obloze a vztah hmotnost–zářivost. Je-li z tohoto vztahu určena hmotnost obou složek a je-li změřena perioda vzájemného oběhu, lze z třetího Keplerova zákona vypočítat vzdálenost složek. Dle třetího Keplerova zákonu platí (zde je uveden v [[Isaac Newton\|Newtonově]] zobecněné formě):		'''Dynamická paralaxa''' (někdy také '''hypotetická paralaxa''') je ''paralaxa'' [[dvojhvězda\|vizuálních dvojhvězd]]. Určuje se z třetího [[Keplerovy zákony\|Keplerova zákona]]. Základem je zdánlivá dráha obou složek dvojhvězdy na obloze a vztah hmotnost–zářivost. Je-li z tohoto vztahu určena hmotnost obou složek a je-li změřena perioda vzájemného oběhu, lze z třetího Keplerova zákona vypočítat vzdálenost složek. Dle třetího Keplerova zákonu platí (zde je uveden v [[Isaac Newton\|Newtonově]] zobecněné formě):

-	<~~math~~>(M_{1} + M_{2})P^2 = a^3\,\!</math>	+	<big>\((M_{1} + M_{2})P^2 = a^3\,\!</math>

	Kde '''M<sub>1</sub>''' a '''M<sub>2</sub>''' jsou hmotnosti obou hvězd v jednotkách sluneční hmotnosti, '''P''' oběžná dráha v rocích a '''a''' velká poloosa v [[astronomická jednotka\|astronomických jednotkách]].		Kde '''M<sub>1</sub>''' a '''M<sub>2</sub>''' jsou hmotnosti obou hvězd v jednotkách sluneční hmotnosti, '''P''' oběžná dráha v rocích a '''a''' velká poloosa v [[astronomická jednotka\|astronomických jednotkách]].

Sysop: ++

2022-02-13T13:04:10Z

← Starší verze		Verze z 13. 2. 2022, 13:04
Řádka 2:		Řádka 2:

	== Sluneční paralaxa ==		== Sluneční paralaxa ==
-	[[Soubor:Venus Transit & Parallax (cs).png~~\|right~~\|thumb\|Schéma přechodu Venuše přes sluneční disk]]	+	[[Soubor:Venus Transit-Parallax (cs).png\|thumb\|230px\|Schéma přechodu Venuše přes sluneční disk]]
	'''Sluneční paralaxa''' je úhel, pod kterým by byl pozorován rovníkový poloměr Země ze středu Slunce (vzdálenost 1 [[Astronomická jednotka\|AU]]). ''Sluneční paralaxa'' je základem pro výpočet ostatních paralax. Její hodnota je 8,764148". Byla měřena několika metodami.		'''Sluneční paralaxa''' je úhel, pod kterým by byl pozorován rovníkový poloměr Země ze středu Slunce (vzdálenost 1 [[Astronomická jednotka\|AU]]). ''Sluneční paralaxa'' je základem pro výpočet ostatních paralax. Její hodnota je 8,764148". Byla měřena několika metodami.

	=== Metody měření sluneční paralaxy ===		=== Metody měření sluneční paralaxy ===
	*'''Pomocí přechodů [[Venuše (planeta)\|Venuše]] přes sluneční disk'''		*'''Pomocí přechodů [[Venuše (planeta)\|Venuše]] přes sluneční disk'''
-	Při průchodu Venuše přes sluneční disk se Venuše, při pozorování z různých míst na Zemi, promítá na různá místa slunečního kotouče. Změřením těchto rozdílů lze přesně určit ''horizontální paralaxu'' ~~(viz dále)~~ Venuše (a tím její vzdálenost od Země). Z [[Keplerovy zákony\|Keplerových zákonů]] pak vyplývá i vzdálenost Země od Slunce.	+	Při průchodu Venuše přes sluneční disk se Venuše, při pozorování z různých míst na Zemi, promítá na různá místa slunečního kotouče. Změřením těchto rozdílů lze přesně určit ''horizontální paralaxu'' Venuše {{Nowrap\|(a tím její vzdálenost od Země)}}. Z [[Keplerovy zákony\|Keplerových zákonů]] pak vyplývá i vzdálenost Země od Slunce.

	*'''Z opozice blízkých planetek'''		*'''Z opozice blízkých planetek'''
Řádka 16:		Řádka 16:

	== Denní a horizontální paralaxa ==		== Denní a horizontální paralaxa ==
-	[[Soubor:denni paralaxa.png\|left\|thumb\|Denní paralaxa]]	+	[[Soubor:denni paralaxa.png\|left\|thumb\|200px\|Denní paralaxa]]
	'''Denní paralaxa''' je úhel, pod kterým by z měřeného tělesa byla vidět vzdálenost od středu Země k pozorovacímu místu na povrchu Země. Pro pozorované těleso, které se nachazí na [[Horizont\|obzoru]] je ''denní paralaxa'' maximální - jde o '''horizontální paralaxu'''. Pokud se pozorované těleso nachazí v [[zenit]]u pozorovacího místa, je jeho ''denní paralaxa'' nulová.		'''Denní paralaxa''' je úhel, pod kterým by z měřeného tělesa byla vidět vzdálenost od středu Země k pozorovacímu místu na povrchu Země. Pro pozorované těleso, které se nachazí na [[Horizont\|obzoru]] je ''denní paralaxa'' maximální - jde o '''horizontální paralaxu'''. Pokud se pozorované těleso nachazí v [[zenit]]u pozorovacího místa, je jeho ''denní paralaxa'' nulová.

Řádka 22:		Řádka 22:

	== Roční paralaxa ==		== Roční paralaxa ==
-	[[Soubor:rocni paralaxa.png~~\|right~~\|thumb\|Roční paralaxa]]	+	[[Soubor:rocni paralaxa.png\|thumb\|230px\|Roční paralaxa]]
	'''Roční paralaxa''' (někdy také '''heliocentrická paralaxa''') je ''paralaxa'' hvězdy, která je způsobena oběhem Země kolem Slunce – jde o úhel, pod jakým se z dané hvězdy jeví poloměr oběžné dráhy Země. Vzhledem k pohybu Země kolem Slunce zdánlivě opisuje každá hvězda na obloze malou [[paralakční elipsa\|paralakční elipsu]], jejiž velká poloosa má hodnotu právě ''roční paralaxy''. U hvězd, které se nacházejí v rovině [[ekliptika\|ekliptiky]] je tato [[elipsa]] redukována na [[úsečka\|úsečku]], u hvězd blízko pólu ekliptiky je ''paralakční elipsa'' téměř [[kružnice\|kružnicí]].		'''Roční paralaxa''' (někdy také '''heliocentrická paralaxa''') je ''paralaxa'' hvězdy, která je způsobena oběhem Země kolem Slunce – jde o úhel, pod jakým se z dané hvězdy jeví poloměr oběžné dráhy Země. Vzhledem k pohybu Země kolem Slunce zdánlivě opisuje každá hvězda na obloze malou [[paralakční elipsa\|paralakční elipsu]], jejiž velká poloosa má hodnotu právě ''roční paralaxy''. U hvězd, které se nacházejí v rovině [[ekliptika\|ekliptiky]] je tato [[elipsa]] redukována na [[úsečka\|úsečku]], u hvězd blízko pólu ekliptiky je ''paralakční elipsa'' téměř [[kružnice\|kružnicí]].

Sysop: 1 revizi

2013-10-01T11:52:47Z

1 revizi

← Starší verze

Verze z 1. 10. 2013, 11:52

Sysop: 1 revizi

2011-04-18T17:00:21Z

1 revizi

Nová stránka

'''Paralaxa''' (míra vzdálenosti) v [[astronomie|astronomii]] je [[úhel]], o který se na [[obloha|obloze]] nebeské těleso posune, je-li pozorováno z krajových bodů vhodně zvolené základny. Výpočet ''paralaxy'' se používá hlavně pro měření vzdáleností objektů ve [[vesmír]]u. Pro měření vzdáleností objektů ve [[Sluneční soustava|sluneční soustavě]] se jako základna používá poloměr [[Země]], pro měření vzdáleností [[hvězda|hvězd]] se používá poloměr [[Oběžná dráha|oběžné dráhy]] Země (vzdálenost Země – [[Slunce]]). Pro některé další typy ''paralax'' se používají i jiné základny (viz dále).

== Sluneční paralaxa ==
[[Soubor:Venus Transit & Parallax (cs).png|right|thumb|Schéma přechodu Venuše přes sluneční disk]]
'''Sluneční paralaxa''' je úhel, pod kterým by byl pozorován rovníkový poloměr Země ze středu Slunce (vzdálenost 1 [[Astronomická jednotka|AU]]). ''Sluneční paralaxa'' je základem pro výpočet ostatních paralax. Její hodnota je 8,764148". Byla měřena několika metodami.

=== Metody měření sluneční paralaxy ===
*'''Pomocí přechodů [[Venuše (planeta)|Venuše]] přes sluneční disk'''
Při průchodu Venuše přes sluneční disk se Venuše, při pozorování z různých míst na Zemi, promítá na různá místa slunečního kotouče. Změřením těchto rozdílů lze přesně určit ''horizontální paralaxu'' (viz dále) Venuše (a tím její vzdálenost od Země). Z [[Keplerovy zákony|Keplerových zákonů]] pak vyplývá i vzdálenost Země od Slunce.

*'''Z opozice blízkých planetek'''
Z různých míst Země se ve stejném okamžiku promítá [[Eros (planetka)|planetka Eros]] na různá místa oblohy. Tím lze trigonometricky změřit její vzdálenost od Země a dle Keplerových zákonů určit i vzdálenost Země – Slunce.

*'''Pomocí radarových odrazů od Venuše'''
Z doby mezi vysláním a návratem radarového signálu odraženého od Venuše lze určit vzdálenost Venuše – Země a dle Keplerových zákonů lze opět vypočítat požadovanou vzdálenost Země od Slunce.

== Denní a horizontální paralaxa ==
[[Soubor:denni paralaxa.png|left|thumb|Denní paralaxa]]
'''Denní paralaxa''' je úhel, pod kterým by z měřeného tělesa byla vidět vzdálenost od středu Země k pozorovacímu místu na povrchu Země. Pro pozorované těleso, které se nachazí na [[Horizont|obzoru]] je ''denní paralaxa'' maximální - jde o '''horizontální paralaxu'''. Pokud se pozorované těleso nachazí v [[zenit]]u pozorovacího místa, je jeho ''denní paralaxa'' nulová.

Průměr Země se pro různé geografické šířky liší – největší průměr Země je na [[rovník]]u. ''Paralaxa'' měřená z rovníku se nazývá '''rovníková paralaxa''' - jde tedy o úhel, pod kterým by z pozorovaného tělesa byl vidět rovníkový poloměr Země. Jeho hodnota je pro Slunce 8,79", pro [[Měsíc]] ve střední vzdálenosti 57'02,5".

== Roční paralaxa ==
[[Soubor:rocni paralaxa.png|right|thumb|Roční paralaxa]]
'''Roční paralaxa''' (někdy také '''heliocentrická paralaxa''') je ''paralaxa'' hvězdy, která je způsobena oběhem Země kolem Slunce – jde o úhel, pod jakým se z dané hvězdy jeví poloměr oběžné dráhy Země. Vzhledem k pohybu Země kolem Slunce zdánlivě opisuje každá hvězda na obloze malou [[paralakční elipsa|paralakční elipsu]], jejiž velká poloosa má hodnotu právě ''roční paralaxy''. U hvězd, které se nacházejí v rovině [[ekliptika|ekliptiky]] je tato [[elipsa]] redukována na [[úsečka|úsečku]], u hvězd blízko pólu ekliptiky je ''paralakční elipsa'' téměř [[kružnice|kružnicí]].

''Roční paralaxa'' se udává v úhlových [[vteřina|vteřinách]]. Čím je hvězda blíže k Zemi, tím je její ''paralaxa'' větší. Největší dosud známou ''paralaxu'' má hvězda [[Proxima Centauri]] - asi 0,772", což odpovídá vzdálenosti asi 1,3 [[parsek|pc]].

Vzdálenost určená pomocí ''roční paralaxy'' je jedním ze základních kroků, jak se určují zdálenosti objektů ve [[vesmír]]u. Mnoho přesných měření ''paralax'' bylo provedeno pomocí [[družice]] [[Hipparcos]].

== Sekulární paralaxa ==
Blízké hvězdy se zdánlivě pohybují na obloze opačným směrem než postupuje Slunce. Velikost jejich posuvu se nazývá '''sekulární paralaxa'''. ''Sekulární paralaxu'' způsobuje pohyb sluneční soustavy směrem k [[apex]]u. Pro určení ''sekulární paralaxy'' se jako základna používá vzdálenost, kterou Slunce (společně se Zemí) urazí za jeden rok směrem k [[apex]]u (asi 4,11 [[Astronomická jednotka|AU]]).

''Sekulární paralaxa'' nejde použít pro výpočet vzdálenosti hvězd - nelze ji totiž jednoznačně rozlišit od jejich [[Vlastní pohyb hvězd|vlastního pohybu]].

== Fotometrická paralaxa ==
'''Fotometrická paralaxa''' je ''paralaxa'' určená ze dvou [[fotometrie|fotometrických]] veličin - ze [[zdánlivá hvězdná velikost|zdánlivé hvězdné velikosti]] ('''m''') a [[absolutní hvězdná velikost|absolutní hvězdné velikosti]] ('''M'''). Z jejich rozdílu, ''modulu vzdálenosti'', lze určit vzdálenost hvězdy v [[parsek|parsecích]]:

<math>r=10^\left(\frac {m - M} {5} + 1\right)</math> .

Pokud je absolutní hvězdná velikost určena pomocí [[spektrum|spektra]] hvězd dle [[HR diagram|HR-diagramu]], je takto vypočtená ''paralaxa'' také nazývána '''spektroskopickou paralaxou'''.

== Dynamická paralaxa ==
'''Dynamická paralaxa''' (někdy také '''hypotetická paralaxa''') je ''paralaxa'' [[dvojhvězda|vizuálních dvojhvězd]]. Určuje se z třetího [[Keplerovy zákony|Keplerova zákona]]. Základem je zdánlivá dráha obou složek dvojhvězdy na obloze a vztah hmotnost–zářivost. Je-li z tohoto vztahu určena hmotnost obou složek a je-li změřena perioda vzájemného oběhu, lze z třetího Keplerova zákona vypočítat vzdálenost složek. Dle třetího Keplerova zákonu platí (zde je uveden v [[Isaac Newton|Newtonově]] zobecněné formě):

<math>(M_{1} + M_{2})P^2 = a^3\,\!</math>

Kde '''M<sub>1</sub>''' a '''M<sub>2</sub>''' jsou hmotnosti obou hvězd v jednotkách sluneční hmotnosti, '''P''' oběžná dráha v rocích a '''a''' velká poloosa v [[astronomická jednotka|astronomických jednotkách]].

== Externí odkazy ==
*[http://instruct1.cit.cornell.edu/courses/astro101/java/parallax/parallax.html demonstrace roční paralaxy pomocí Javy]

{{Článek z Wikipedie}}
[[Kategorie:Nebeská mechanika]]
[[Kategorie:Pozorování vesmíru]]

Paralaxa (astronomie) - Historie editací

Sysop: Nahrazení textu „“ textem „\)“

Sysop: Nahrazení textu „“ textem „\(“

Sysop: ++

Sysop: 1 revizi

Sysop: 1 revizi

Sysop: Nahrazení textu „ $“ textem „$ \(“