Parallaxenmessungen

Parallaxenmessungen bezeichnen die Bestimmung der scheinbaren Verschiebung eines Objekts infolge der Bewegung des Beobachters, üblicherweise der Erdumlaufbahn um die Sonne. Die jährliche Parallaxe p ist der halbe maximale Positionswechsel eines Sterns, der beobachtet wird, wenn sich der Beobachterwinkel über sechs Monate ändert. Als Baseline dient praktisch der Umlauf der Erde um die Sonne, etwa 2 AU. Der Abstand d zum Objekt wird durch die Beziehung d(pc) = 1/p(arcsec) beschrieben; 1 Parsec entspricht rund 3,26 Lichtjahren. Parallaxenmessungen liefern damit direkte geometrische Entfernungen.

Historisch war der erste verlässliche Parallaxe-Nachweis der Astronom Bessel im Jahr 1838/39 für 61 Cygni (p ca. 0,314 arcsec), was eine Distanz von etwa 10,3 pc ergab. Kurz darauf bestimmte Henderson 1839 Alpha Centauri mit einem Parallaxwert von ca. 0,746 arcsec, entsprechend einer Distanz von rund 1,3 pc. Diese Pionierarbeiten markierten den Beginn der geometrischen Distanzmessung in der Astronomie.

Messmethoden haben sich von bodengebundenen fotografischen und astrometrischen Techniken zu Raumfahrtinstrumenten weiterentwickelt. Bodengebundene Messungen waren durch atmosphärische Störungen limitiert, während Raumfahrtmissionen wie Hipparcos (1989–1993) und Gaia (seit 2013) die Astrometrie auf neue Präzision gehoben haben. Gaia erfasst Milliarden von Quellen und liefert Parallaxen mit Mikrobogensekunden- bis Mikroarcsecond-Genauigkeit, wodurch detaillierte 3D-Karten der Milchstraße entstehen.

Anwendungen umfassen die direkte Bestimmung stellarer Entfernungen, die Kalibrierung anderer Distanzmessungen sowie die Erforschung der Struktur und Evolution der MilgWay. Grenzen liegen in der noch kleineren Parallaxe bei sehr weiten Objekten; viele Entfernungen außerhalb der Milchstraße bleiben unmessbar direkt via Parallaxe.