Der parsec (Symbol: Pc) ist eine Einheit der in der Astronomie verwendeten Länge. Es sind ungefähr 3.26 Lichtjahre, der gerade weniger als 31 Trillionen (3.1) Kilometer oder gerade mehr als 19 Trillionen (1.9) Meilen gleich ist.

Der Name parsec ist "eine abgekürzte Form 'einer Entfernung entsprechend einer Parallaxe einer Sekunde'". Es wurde 1913 am Vorschlag des britischen Astronomen Herbert Hall Turner ins Leben gerufen. Ein parsec ist die Entfernung von der Sonne bis einen astronomischen Gegenstand, der einen Parallaxe-Winkel eines arcsecond hat.

Geschichte und Abstammung

Der parsec ist der Länge der angrenzenden Seite eines imaginären rechtwinkligen Dreieckes im Raum gleich. Die zwei Dimensionen, auf denen dieses Dreieck basiert, sind der Winkel (der weil 1 arcsecond definiert wird), und die Gegenseite (der als 1 astronomische Einheit definiert wird, die die Entfernung von der Erde bis die Sonne ist). Mit diesen zwei Maßen, zusammen mit den Regeln der Trigonometrie, kann die Länge der angrenzenden Seite (der parsec) gefunden werden.

Eine der ältesten Methoden für Astronomen, die Entfernung zu einem Stern zu berechnen, sollte den Unterschied im Winkel zwischen zwei Maßen der Position des Sterns im Himmel registrieren. Das erste Maß wurde von der Erde auf einer Seite der Sonne genommen, und das zweite wurde ein halbes Jahr später genommen, als die Erde auf der Gegenseite der Sonne war. Wie man bekannt, war die Entfernung zwischen den zwei Positionen der Erde für die Maße zweimal die Entfernung zwischen der Erde und der Sonne. Wie man bekannt, war der Unterschied im Winkel zwischen den zwei Maßen zweimal der Parallaxe-Winkel, der durch Linien von der Sonne und Erde zum Stern am Scheitelpunkt gebildet wird. Dann konnte die Entfernung zum Stern mit der Trigonometrie berechnet werden. Die ersten erfolgreichen direkten Maße eines Gegenstands in interstellaren Entfernungen wurden vom deutschen Astronomen Friedrich Wilhelm Bessel 1838 übernommen, der diese Annäherung verwendet hat, um die Entfernung von 61 Cygni zu berechnen.

Die Parallaxe eines Sterns wird genommen, um Hälfte der winkeligen Entfernung zu sein, die ein Stern scheint, hinsichtlich des himmlischen Bereichs als Erdbahnen die Sonne zu bewegen. Gleichwertig ist es der entgegengesetzte Winkel von der Perspektive dieses Sterns der Halbhauptachse der Bahn der Erde. Der Stern, die Sonne und die Erde bilden die Ecken eines imaginären rechtwinkligen Dreieckes im Raum: Der richtige Winkel ist die Ecke an der Sonne, und die Ecke am Stern ist der Parallaxe-Winkel. Die Länge der Gegenseite zum Parallaxe-Winkel ist die Entfernung von der Erde bis die Sonne (definiert als 1 astronomische Einheit (AU)), und die Länge der angrenzenden Seite gibt die Entfernung von der Sonne bis den Stern. Deshalb, in Anbetracht eines Maßes des Parallaxe-Winkels, zusammen mit den Regeln der Trigonometrie, kann die Entfernung von der Sonne bis den Stern gefunden werden. Ein parsec wird als die Länge der angrenzenden Seite dieses rechtwinkligen Dreieckes im Raum definiert, wenn der Parallaxe-Winkel 1 arcsecond ist.

Der Gebrauch des parsec als eine Einheit der Entfernung folgt natürlich von der Methode von Bessel, da die Entfernung in parsecs einfach als das Gegenstück des Parallaxe-Winkels in arcseconds geschätzt werden kann (d. h. wenn der Parallaxe-Winkel 1 arcsecond ist, ist der Gegenstand 1 pc entfernt von der Sonne; wenn der Parallaxe-Winkel 0.5 arcsecond ist, ist der Gegenstand 2 pc entfernt; usw.). Keine trigonometrischen Funktionen sind in dieser Beziehung erforderlich, weil die sehr kleinen beteiligten Winkel bedeuten, dass die ungefähre Lösung des dünnen Dreiecks angewandt werden kann.

Obwohl es vorher verwendet worden sein kann, wurde der Begriff parsec zuerst in einer astronomischen Veröffentlichung 1913 erwähnt. Astronom Royal Frank Watson Dyson hat seine Sorge für das Bedürfnis nach einem Namen für diese Einheit der Entfernung ausgedrückt. Er hat den Namen astron vorgeschlagen, aber hat erwähnt, dass Carl Charlier siriometer vorgeschlagen hatte und Herbert Hall Turner parsec vorgeschlagen hatte. Es war der Vorschlag von Turner, der gesteckt hat.

Das Rechnen des Werts eines parsec

Im Diagramm oben (um nicht zu klettern), vertritt S die Sonne und E die Erde einmal in seiner Bahn. So ist die Entfernung ES eine astronomische Einheit (AU). Der Winkel SDE ist ein arcsecond (1/3600 eines Grads) so definitionsgemäß D, ist ein Punkt im Raum in einer Entfernung eines parsec von der Sonne. Durch die Trigonometrie die Entfernung ist SD

:

Mit der Annäherung des kleinen Winkels,

:

Ein AU  Meter, so 1 parsec  .

Eine Folgeerscheinung ist, dass 1 parsec auch die Entfernung ist, von der eine Scheibe mit einem Diameter von 1 AU dafür angesehen werden muss, um ein winkeliges Diameter von 1 arcsecond (durch das Stellen des Beobachters an D und einem Diameter der Scheibe auf ES) zu haben.

Gebrauch und Maß

Die Parallaxe-Methode ist der grundsätzliche Kalibrierungsschritt für den Entfernungsentschluss in der Astrophysik; jedoch wird die Genauigkeit von Boden-basierten Fernrohr-Maßen des Parallaxe-Winkels auf ungefähr 0.01 arcseconds, und so auf Sterne nicht mehr als 100 pc entfernte beschränkt. Das ist, weil die Atmosphäre der Erde die Schärfe eines Images eines Sterns beschränkt. Im Weltraum vorhandene Fernrohre werden durch diese Wirkung nicht beschränkt und können Entfernungen zu Gegenständen außer der Grenze von Boden-basierten Beobachtungen genau messen. Zwischen 1989 und 1993 hat der Satellit von Hipparcos, der von der Europäischen Weltraumorganisation (ESA) gestartet ist, Parallaxen für ungefähr 100,000 Sterne mit einer astrometric Präzision von ungefähr 0.97 milliarcseconds gemessen, und hat genaue Maße für Sternentfernungen von Sternen bis zu 1,000 pc weg erhalten. Der BERÜHMTHEITS-Satellit der NASA sollte 2004 gestartet worden sein, um Parallaxen für ungefähr 40 Millionen Sterne mit der genügend Präzision zu messen, um Sternentfernungen von bis zu 2,000 pc zu messen. Jedoch wurde die Finanzierung der Mission von NASA im Januar 2002 zurückgezogen. Der Gaia Satellit von ESA, erwartet, gegen Ende 2012 gestartet zu werden, ist beabsichtigt, um eine Milliarde Sternentfernungen zu innerhalb von 20 microarcseconds zu messen, Fehler von 10 % in Maßen so weit das Galaktische Zentrum, ungefähr 8,000 pc weg in der Konstellation des Schützen erzeugend.

Entfernungen in parsecs

Entfernungen weniger als ein parsec

Entfernungen, die in Bruchteilen eines parsec gewöhnlich gemessen sind, schließen Gegenstände innerhalb eines einzelnen Sternsystems ein. Also, zum Beispiel:

• Eine astronomische Einheit (AU), die Entfernung von der Sonne bis die Erde, ist.
• Die entfernteste Raumsonde, Reisender 1, war weg von der Erde. Reisender hat 30 Jahre gebraucht, um diese Entfernung zu bedecken.

Wie man

• schätzt, ist die Oort Wolke etwa 0.6 pc im Durchmesser.

Parsecs und kiloparsecs

In parsecs gemessene Entfernungen schließen Entfernungen zwischen nahe gelegenen Sternen, wie diejenigen in demselben spiralförmigen Arm oder kugelförmiger Traube ein. Eine Entfernung von eintausend parsecs (etwa 3,262 ly) wird durch den kiloparsec (kpc) allgemein angezeigt. Astronomen verwenden normalerweise kiloparsecs, um Entfernungen zwischen Teilen einer Milchstraße, oder innerhalb von Gruppen von Milchstraßen zu messen. Also, zum Beispiel:

• Ein parsec ist etwa 3.262 Lichtjahre.
• Der nächste bekannte Stern zur Erde, außer der Sonne, Proxima Centauri, ist 1.29 parsecs weg.
• Die Entfernung zur offenen Traube Pleiades ist ungefähr 120 parsecs.
• Das Zentrum der Milchstraße ist ungefähr 8 kpc von der Erde, und die Milchstraße ist ungefähr 30 kpc darüber.
• Die Milchstraße von Andromeda (M31) ist ein bisschen weniger als 800 kpc weg von der Erde.

Megaparsecs und gigaparsecs

Eine Entfernung von einer Million parsecs (etwa 3,262,000 Lichtjahre) wird durch den megaparsec (Mpc) allgemein angezeigt. Astronomen messen normalerweise die Entfernungen zwischen benachbarten Milchstraßen und Milchstraße-Trauben in megaparsecs.

Galaktische Entfernungen werden manchmal in Einheiten von Mpc/h (als in "50/h Mpc") gegeben. h ist ein Parameter in der Reihe [0.5,0.75] das Reflektieren der Unklarheit im Wert von Hubble unveränderlicher H für die Rate der Vergrößerung des Weltalls: h = H / (100 km/s/Mpc). Die Hubble Konstante wird wichtig, wenn sie eine beobachtete Rotverschiebung z in eine Entfernung d das Verwenden der Formel d  (c / H) × z umwandelt.

Ein gigaparsec (Gpc) ist eine Milliarde parsecs — eine der größten allgemein verwendeten Entfernungsmaßnahmen. Ein gigaparsec ist ungefähr 3.262 Milliarden Lichtjahre oder ungefähr ein, die der Entfernung zum Horizont des erkennbaren Weltalls vierzehnt sind (diktiert durch die kosmische Hintergrundradiation). Astronomen verwenden normalerweise gigaparsecs, um groß angelegte Strukturen wie die Größe, und Entfernung zu, die CfA2 Große Wand zu messen; die Entfernungen zwischen Milchstraße-Trauben; und die Entfernung zu Quasaren.

Zum Beispiel:

• Die Milchstraße von Andromeda ist 0.77 Mpc weg von der Erde.
• Die nächste große Milchstraße-Traube, die Traube von Jungfrau, ist ungefähr 16.5 Mpc weg von der Erde.
• Die Milchstraße RXJ1242-11, beobachtet, einen supermassiven schwarzen der Milchstraße ähnlichen Loch-Kern zu haben, ist ungefähr 200 Mpc weg von der Erde.
• Der Partikel-Horizont (die Grenze des erkennbaren Weltalls) hat einen Radius von ungefähr 14 Gpc (46.5 Milliarden Lichtjahre).

Volumen-Einheiten

Um die Zahl von Sternen in der Milchstraße-Milchstraße zu bestimmen, werden Volumina in kubischem kiloparsecs (kpc) in verschiedenen Richtungen ausgewählt. Alle Sterne in diesen Volumina werden aufgezählt, und die Gesamtzahl von Sternen statistisch bestimmt. Die Zahl von kugelförmigen Trauben, Staub-Wolken und interstellarem Benzin wird auf eine ähnliche Mode bestimmt. Um die Zahl von Milchstraßen in Supertrauben zu bestimmen, werden Volumina in kubischem megaparsecs (Mpc) ausgewählt. Alle Milchstraßen in diesen Volumina werden klassifiziert und nachgezählt. Die Gesamtzahl von Milchstraßen kann dann statistisch bestimmt werden. Die riesige Leere in Boötes wird in kubischem megaparsecs gemessen. In der Kosmologie werden Volumina von kubischem gigaparsecs (Gpc) ausgewählt, um den Vertrieb der Sache im sichtbaren Weltall zu bestimmen und die Zahl von Milchstraßen und Quasaren zu bestimmen. Die Sonne ist in seinem kubischen parsec, (pc) allein, aber in kugelförmigen Trauben konnte die Sterndichte pro kubischen parsec von 100 bis 1,000 sein.

Siehe auch

• Konvertierung von Einheiten
• Kosmische Entfernungsleiter
• Lichtjahr
• Annäherung des kleinen Winkels
• Spektroskopische Parallaxe

Verweisungen und Zeichen

Links