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-<sect1 id="ai-parallax">
-<sect1info>
-<author
-><firstname
->James</firstname
-> <surname
->Lindenschmidt</surname
-> </author>
-</sect1info>
-<title
->Parallaxe</title>
-<indexterm
-><primary
->Parallaxe</primary
-></indexterm>
-<indexterm
-><primary
->Astronomische Einheit</primary
-><see
->Parallaxe</see
-></indexterm>
-<indexterm
-><primary
->Parsec</primary
-><see
->Parallaxe</see
-></indexterm>
- <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 eine <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 Entfernungen 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. Sie bemerkten aber nicht, dass die Sterne Millionen Mal weiter entfernt sind als die Sonne, so dass der Parallaxeneffekt 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 Zeitpunkten, 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) verändert. Das hört sich sehr weit an, aber der nächste Stern nach der Sonne (Alpha Centauri) ist über 40 <emphasis
->Billionen</emphasis
-> Kilometer entfernt. Deswegen ist die jährliche Verschiebung so klein, typischerweise kleiner als eine <firstterm
->Winkelsekunde</firstterm
->, dasist nur 1/3600 eines Grades. Eine zweckmäßige Einheit für nahe Sterne ist das <firstterm
->Parsec</firstterm
->, die Kurzform für "parallax arcsecond" ist. Ein Parsec ist die Strecke, die ein Stern entfernt wäre, wenn seine Parallaxenverschiebung eine Winkelsekunde beträgt. Das entspricht 3,26 Lichtjahren oder 31 Billionen 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. Zur Bestimmung dieser Strecken sind andere Methoden nötig.</para
-></footnote
-> </para>
-</sect1>