parallasse

parallasse

parallasse [Der. del gr. parállaxis "deviazione", da parallásso "spostare"] [OTT] Spostamento angolare apparente della posizione di un oggetto quando questo viene osservato da due punti di vista diversi (α nella fig.); tale spostamento, che è pari all'angolo tra le visuali dei detti due punti, è anche detto angolo parallattico. ◆ [ASF] P. di gruppo: denomin. di un metodo per misurare accuratamente p. stellari: v. distanze in astronomia: II 216 f. ◆ [ASF] P. dinamica: riguarda le stelle doppie visuali: v. distanze in astronomia: II 218 b. ◆ [ASF] P. di un astro: (a) p. annua: la differenza tra la posizione geocentrica di un astro (Ag nella fig. 1), cioè quella che dalla Terra appare sulla volta celeste, e la posizione eliocentrica (Ae), cioè quella per un osservatore ideale sul Sole; in conseguenza della rivoluzione annua della Terra intorno al Sole, l'astro sembra descrivere sul cielo una piccola ellisse (ellisse parallattica, fig. 2) centrata su Ae e il cui semiasse maggiore a, parallelo al piano del-l'eclittica, vale angolarmente p=UA/r rad, con UA raggio medio dell'orbita terrestre (cioè l'unità astronomica) e r distanza dell'astro, mentre per il semiasse minore si ha psinl, con l latitudine celeste dell'astro; come si vede, dalla p. p è immediatamente deducibile la distanza r dell'astro, a essa inversamente proporzionale e per tale motivo il termine p. (propr., p. trigonometrica) è usato, estensiv., come equivalente a distanza di astri (v. distanze in astronomia: II 215 f). Per gli astri vicini, quali sono i pianeti, la p. annua è rilevante e dà luogo agli ampi movimenti annui di essi sulla volta celeste (moti progressivi e retrogradi, stazioni), mentre è molto piccola per le stelle: la prima p. annua stellare a essere misurata (F.W. Bessel, Osservatorio di Königsberg, 1838), fu quella della stella 61 Cygni, pari a soltanto 0.31'', mentre la più grande nota è quella della stella Proxima Centauri, pari a 1.32''. Proprio nell'ambito delle distanze dedotte da queste piccole p. annue stellari è derivato l'uso di valutare le distanze nell'Universo sidereo in parsec, unità corrispondente alla distanza di una stella con p. annua di un secondo sessagesimale; dalla relazione data prima risulta che, poiché un radiante equivale a 206 265 secondi sessagesimali, alla p. di 1'', cioè a un parsec, corrisponde una distanza di 206 265 UA, che fa all'incirca 3.26 anni-luce (alla citata p. di 0.31'' della 61 Cygni corrisponde dunque una distanza di circa 10.5 anni-luce); esprimendo, come si fa abitualmente, la p. annua p non in radianti ma in secondi sessagesimali (p''), la distanza in parsec è semplic. 1/p'' e in anni-luce è 3.26/p''; se la p. annua di un astro è non troppo piccola, e precis. non minore di circa 0.005'' (distanza non maggiore di circa 650 anni-luce) essa può essere determinata direttamente, fotografando l'astro a distanza di sei mesi su un campo in cui appaiano astri lontanissimi e quindi praticamente senza p., che fungono da riferimenti di posizione, e poi misurando lo spostamento dell'immagine sulle due lastre; per p. minori di 0.005'' (distanze maggiori di 650 anni-luce) si ricorre a vari metodi diretti, alcuni dei quali sono largamente usati, per i loro pregi, anche per p. relativ. grandi; le misurazioni di p. da terra sono limitate e rese difficili dalle fluttuazioni atmosferiche per cui si ricorre anche a misurazioni dello spazio; precise misure di p. sono state ottenute con il telescopio spaziale Hubble; l'accuratezza delle oltre 100 000 misure ottenute con il satellite HIPPARCOS dell'ESA (1990) raggiunge 0.001''; (b) p. diurna: lo spostamento angolare pd (fig. 3) tra la posizione che un astro A ha sulla volta celeste per un osservatore O sulla superficie terrestre (posizione topografica, At) e quella che esso avrebbe per un osservatore ideale al centro C della Terra (posizione geocentrica, Ac); l'effetto è quello di aumentare la distanza zenitale zt dell'astro rispetto a quella geocentrica zc, al contrario di quanto accade per la rifrazione atmosferica (v. ottica atmosferica: IV 356 d); si ha pd=arcsin [(R/r)sinzc], con R raggio terrestre locale e r distanza geocentrica dell'astro; risulta dunque che la p. diurna massima è la p. orizzontale, quando l'astro è all'orizzonte del luogo (zc=90°), che, a sua volta, è massima se l'osservatore è all'equatore terrestre (p. orizzontale equatoriale). La p. diurna, assolut. irrilevante per oggetti stellari, è invece sensibile per astri del Sistema Solare; per il Sole, i pianeti e i loro satelliti la p. orizzontale è in genere minore della rifrazione, mentre per la Luna accade il contrario (la p. orizzontale della Luna può arrivare a circa 57', mentre la rifrazione orizzontale è di circa 36'); essa può essere usata, con procedimento analogo a quello per la p. annua, per misurare la distanza dei corpi planetari solari. ◆ [ASF] P. equatoriale: lo stesso che p. diurna orizzontale equatoriale (v. sopra: P. di un astro: p. diurna). ◆ [ASF] P. fotometrica: v. distanze in astronomia: II 218 c. ◆ [ASF] P. media: lo stesso che p. statistica (v. oltre). ◆ [ASF] P. nebulari: v. distanze in astronomia: II 219 a. ◆ [ASF] P. orizzontale: lo stesso che p. diurna orizzontale (v. sopra: P. di un astro: p. diurna). ◆ [ASF] P. secolare: lo spostamento angolare della posizione di stelle sulla volta celeste che si rende misurabile in un lungo periodo di tempo, dovuto al moto intrinseco del Sistema Solare nella Galassia: v. astronomia galattica: I 224 a. ◆ [ASF] P. solare: la p. diurna orizzontale equatoriale del Sole, di fondamentale importanza astronomica in quanto per suo mezzo si misura e si controlla l'unità astronomica, cioè la distanza media Sole-Terra, e quindi, indirettamente, tutte le distanze astronomiche. È ottenuta indirettamente, misurando, con vari metodi, la p. diurna oppure la distanza di astri planetari trigonometricamente, all'epoca della minima distanza dalla Terra (molto usato a tal fine è l'asteroide Eros), o sfruttando il transito di pianeti, spec. di Venere, sul disco solare o, ma con risultati meno accurati, sfruttando le eclissi dei satelliti dei pianeti maggiori, spec. di Giove, e altri; si usano anche metodi radarastronomici. Per il valore di essa, v. costanti astronomiche: I 807 Tab. 4.1. ◆ [ASF] P. spettroscopica: v. distanze in astronomia: II 218 c. ◆ [ASF] P. statistica: v. distanze in astronomia: II 217 f. ◆ [ASF] P. stellare: lo stesso che p. annua di una stella (v. sopra: P. di un astro). ◆ [ASF] P. stellare assoluta e relativa: v. distanze in astronomia: II 216 e. ◆ [ASF] P. trigonometrica: v. sopra: P. di un astro. ◆ [MTR] Errore di p.: errore accidentale che si commette quando si apprezza la posizione del-l'indice di uno strumento di misurazione su una scala graduata se la visuale passante per l'estremità dell'indice non è ortogonale al piano della scala: v. misure fisiche: IV 48 d. ◆ [MTR] Errore di p. cromatica: l'errore accidentale che si commette nel fare letture in luci di colore diverso con il micrometro di uno strumento ottico non ben corretto dal cromatismo, in quanto quest'ultimo fa apparire i fili o le graduazioni del micrometro in posizioni leggermente diverse con le differenti luci. ◆ [ASF] Fattori di p.: v. catalogo fondamentale: I 521 f.