<sect1 id="ai-parallax">
<sect1info>
<author
><firstname
>James</firstname
> <surname
>Lindenschmidt</surname
> </author>
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<title
>Parallaxe</title>
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>Parallaxe</primary
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<indexterm
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>Astronomische Einheit</primary
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>Parallaxe</see
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<indexterm
><primary
>Parsec</primary
><see
>Parallaxe</see
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 <para
><firstterm
>Parallaxe</firstterm
> sind die scheinbaren Änderungen der Position eines beobachteten Objektes durch eine Verschiebung der Position des Beobachters. Halten Sie, zum Beispiel, Ihre Hand in Armeslänge vor sich und beobachten Sie eine Objekt auf der anderen Seite des Raumes hinter Ihrer Hand. Nun legen Sie Ihren Kopf auf Ihre rechte Schulter und Ihre Hand scheint auf der linken Seite des entfernten Objektes zu sein. Legen Sie Ihren Kopf auf Ihre linke Schulter, scheint sich die Hand zur rechten Seite des Objektes zu verschieben. </para>
 <para
>Da die Erde sich in einer Umlaufbahn um die Sonne befindet, beobachten wir den Himmel von einer sich ständig bewegenden Position aus. Deshalb sollten wir <firstterm
>jährliche Parallaxe</firstterm
> beobachten, wobei die Positionen von nahen Objekten hin und her <quote
>schwabbeln</quote
>, während wir uns um die Sonne bewegen. Das passiert tatsächlich, aber die Entfernung bis zu den nächsten Sternen sind so groß, dass Sie sehr genaue Beobachtungen mit einem Teleskop machen müssten um das festzustellen<footnote
><para
>Die alten griechischen Astronomen wussten über Parallaxe Bescheid; Da Sie aber keine jährlichen Parallaxe in den Sternenpositionen beobachten konnten, schlossen Sie daraus, dass die Erde sich nicht einer Bewegung um die Sonne befindet. Was Sie nicht bemerkten war, dass die Sterne Millionen Mal weiter entfernt sind als die Sonne, so dass der Parallaxeffekt mit dem bloßen Auge nicht gesehen werden kann.</para
></footnote
> </para>
 <para
>Moderne Teleskope erlauben Astronomen die jährlichen Parallaxe zur Berechnung von Strecken zwischen nahen Sternen mittels Dreiecksberechnung zu benutzen. Die Astronomen messen sorgfältig die Position des Sterns zu zwei Daten, die sechs Monate auseinander liegen. Je näher der Stern an der Sonne ist, desto größer ist die scheinbare Bewegung in seiner Position zwischen den beiden Zeitpunkten. </para>
 <para
>Über die sechsmonatige Zeitspanne hat die Erde die Hälfte ihres Weges um die Sonne geschafft. Zu dieser Zeit hat sie Ihre Position um 2 <firstterm
>Astronomische Einheiten</firstterm
> (abgekürzt AE; 1 AE ist die Strecke von der Erde zur Sonne oder ungefähr 150 Millionen Kilometer). Das hört sich sehr weit an, aber der nächster Stern nach der Sonne (Alpha Centauri) ist über 40<emphasis
>Trillionen</emphasis
> Kilometer entfernt. Deswegen ist die jährliche Verschiebung so klein, typischerweise kleiner als eine <firstterm
>Winkelsekunde</firstterm
> was 1/3600 eines Grades ist. Eine bequeme Einheit für nahe Sterne ist das <firstterm
>Parsec</firstterm
>, das kurz für "parallax arcsecond" ist. Ein Parsec ist die Strecke, die ein Stern entfernt wäre, wenn seine Parallaxverschiebung eine Winkelsekunde beträgt. Das entspricht 3,26 Lichtjahren oder 31 Trillionen Kilometern.<footnote
><para
>Astronomen mögen diese Einheit so gern, dass Sie nun <quote
>Kiloparsec</quote
> zum Messen von Galaxiegrößen benutzen und <quote
>Megaparsecs</quote
> für intergalaktischen Strecken, obwohl diese Strecken viel zu lang sind, um eine tatsächlich sichtbare Verschiebung aufzuweisen. Zum Bestimmen dieser Strecken sind andere Methoden nötig.</para
></footnote
> </para>
</sect1>
