This HTML5 document contains 156 embedded RDF statements represented using HTML+Microdata notation.

The embedded RDF content will be recognized by any processor of HTML5 Microdata.

Namespace Prefixes

Prefix	IRI
dcterms	http://purl.org/dc/terms/
dbo	http://dbpedia.org/ontology/
foaf	http://xmlns.com/foaf/0.1/
n5	http://dbpedia.org/resource/File:
dbpedia-ko	http://ko.dbpedia.org/resource/
dbpedia-es	http://es.dbpedia.org/resource/
n22	https://global.dbpedia.org/id/
dbpedia-ru	http://ru.dbpedia.org/resource/
dbt	http://dbpedia.org/resource/Template:
dbpedia-uk	http://uk.dbpedia.org/resource/
rdfs	http://www.w3.org/2000/01/rdf-schema#
freebase	http://rdf.freebase.com/ns/
dbpedia-pt	http://pt.dbpedia.org/resource/
n23	http://bn.dbpedia.org/resource/
n8	http://commons.wikimedia.org/wiki/Special:FilePath/
rdf	http://www.w3.org/1999/02/22-rdf-syntax-ns#
dbpedia-eu	http://eu.dbpedia.org/resource/
dbpedia-ar	http://ar.dbpedia.org/resource/
owl	http://www.w3.org/2002/07/owl#
wikipedia-en	http://en.wikipedia.org/wiki/
dbpedia-zh	http://zh.dbpedia.org/resource/
n26	https://archive.org/details/
dbpedia-mk	http://mk.dbpedia.org/resource/
dbp	http://dbpedia.org/property/
dbc	http://dbpedia.org/resource/Category:
prov	http://www.w3.org/ns/prov#
xsdh	http://www.w3.org/2001/XMLSchema#
wikidata	http://www.wikidata.org/entity/
dbr	http://dbpedia.org/resource/
dbpedia-ja	http://ja.dbpedia.org/resource/

Statements

Subject Item

dbr:Stellar_parallax

rdfs:label

恆星視差 연주 시차 Stellar parallax Годичный звёздный параллакс Річний зоряний паралакс Izar-paralaxia المنظور النجمي Paralaxe estelar 年周視差 Paralaje estelar

rdfs:comment

Izar-paralaxia urruneko izarrekiko edo objektuekiko hurbileko izarren mugimenduari deritzo. Lurraren orbitaren kokapen aldaketarengatik antzematen da. Aldaketa oso txikia da eta sei hilabete igaro direnean ondoen nabaritzen da, Lurra Eguzkiarekiko aurkako kokapenera heltzen denean. Stellar parallax is the apparent shift of position of any nearby star (or other object) against the background of distant objects, and a basis for determining (through trigonometry) the distance of the object. Created by the different orbital positions of Earth, the extremely small observed shift is largest at time intervals of about six months, when Earth arrives at opposite sides of the Sun in its orbit, giving a baseline distance of about two astronomical units between observations. The parallax itself is considered to be half of this maximum, about equivalent to the observational shift that would occur due to the different positions of Earth and the Sun, a baseline of one astronomical unit (AU). 연주 시차(年周視差, 영어: parallax)는 어떤 천체를 바라보았을 때 지구의 공전에 따라 생기는 시차를 뜻하며, 지구 공전의 결정적 증거이다. 연주 시차는 실제 시차의 절반, 즉 태양과 바라보는 천체를 잇는 직선, 그리고 지구와 바라보는 천체를 잇는 직선이 이루는 각으로 나타낸다. 최초의 연주 시차측정은 1838년 프리드리히 베셀이 백조자리 61을 주기적으로 관측하여 0.62초각이라는 정확한 연주 시차 측정에 성공한다. 1분은 1°의 1/60에 해당하며 1초는 1분의 1/60에 해당한다. 즉 1° = 60' = 3600" 인 것이다 Годичный параллакс звезды — это изменение координат звезды, вызванное изменением положения наблюдателя из-за орбитального движения Земли вокруг Солнца. Является доказательством движения Земли вокруг Солнца и основным методом измерения расстояний до звёзд. Величина годичного параллакса данной звезды равна углу, под которым большая полуось земной орбиты видна с расстояния этой звезды. Ввиду огромных расстояний до звёзд годичные параллаксы даже у ближайших из них не превосходят одной секунды дуги. En el ámbito de la astronomía se denomina paralaje estelar al efecto de paralaje en las estrellas distantes. Es paralaje en una escala interestelar, y puede ser utilizado para determinar la distancia desde la Tierra a otra estrella en forma directa utilizando astrometría de precisión. Este tema fue durante siglos un tema sumamente debatido en la astronomía, pero era tan difícil de establecer que solo a comienzos del siglo XIX pudo lograrse medir para las estrellas más próximas. Aún en el siglo XXI, las estrellas para las que se han podido realizar mediciones de paralaje son aquellas que se encuentran relativamente cercanas en la escala galáctica, y la mayoría de las mediciones de distancia se realizan utilizando corrimiento al rojo u otros métodos. 恆星視差是天文學中因為恆星距離產生視差的效應。它是恆星際尺度的視差，經由天文測量學，視差可以直接測量出一顆恆星與地球的準確距離。它曾是天文學辯論了數百年的議題，但是因為太困難了，在19世紀初期才取得了最接近幾顆恆星的值。即使在21世紀，恆星視差的測量已經達到銀河系的尺度，但大多數的距離測量還是經由紅移的計算或是其它的方法。 視差通常是由地球在軌道上不同的位置，導致觀察到近距離的恆星相對於遙遠的天體移動到不同位置獲得的。經由觀察視差，測量角度和利用三角學，可以測量不同物體在空間中的距離，通常是恆星，但在太空中的其它天體也可以。 因為其它的恆星都非常遙遠，因此測量的角度都非常小，而且需要利用逼近，一個天體的距離 (以秒差距測量) 是視差值 (以角秒測量) 的倒數： 例如，比鄰星的距離是1/0.7687=1.3009秒差距（4.243光年）。 天鵝座61是第一顆成功測量出恆星視差的恆星，是贝塞耳在1838年於柯尼斯堡天文台使用夫琅和費的量日儀測出的。 في علم القياسات الفلكية المنظور النجمي هو التحول الظاهري في موقع أي نجم قريب (أو شيء آخر) إزاء خلفية الأجرام البعيدة الناشئ عن المواقع المدارية المختلفة للأرض ويشير إلى النزوح الظاهري لنجم قريب كما يرى من منظور مراقب على الأرض. 年周視差（ねんしゅうしさ）とは、地球の公転運動による視差のために天体の天球上の位置が公転周期と同じ周期で変化して見える現象のことである。 A paralaxe estelar é uma paralaxe em escala interestelar: o desvio aparente de posição de qualquer estrela próxima da Terra (ou outro objeto) contra o fundo de objetos distantes. Criado pelas diferentes posições orbitais da Terra, o desvio observado, extremamente pequeno, é máximo em intervalos de tempo de cerca de seis meses, quando a Terra chega a posições exatamente opostas em relação ao Sol em sua órbita, dando uma linha de base (baseline) de cerca de duas unidades astronômicas (UA) entre observações. A paralaxe em si é considerada a metade deste máximo, equivalente ao desvio observacional que ocorreria devido às diferentes posições da Terra e do Sol, uma baseline de 1 unidade astronômica. Річний паралакс зірки — це зміна координат зірки, викликана зміною положення спостерігача через обертання Землі навколо Сонця. Є доказом руху Землі навколо Сонця і основним методом вимірювання відстаней до зірок. Величина річного паралакса даної зірки дорівнює куту, під яким велику піввісь земної орбіти видно з відстані цієї зірки. З огляду на величезні відстані до зірок річні паралакси навіть у найближчих з них не перевищують частки секунди дуги.

foaf:depiction

n8:Stellar_parallax_movement.png n8:Stellarparallax_parsec1.svg n8:Stellar_parallax_parallel_lines.png n8:Stellar_parallax_parallel_lines_from_observation_base_to_distant_background.png n8:Stellar_parallax_right_angle_of_observation.png n8:Stellar_parallax_trigonometric_calculation.png n8:Koenigsberg_helio.jpg n8:Dollond_Heliometer_1790.jpg n8:EB1911_-_Heliometer_-_Fig._10.jpg n8:Hubble_stretches_the_stellar_tape_measure_ten_times_further.jpg n8:New_Horizons_Proxima_Centauri_Parallax_Animation.gif n8:Bamberg_Heliometer_No_3253.jpg

dcterms:subject

dbc:Concepts_in_astronomy dbc:Parallax dbc:Astrometry

dbo:wikiPageID

202661

dbo:wikiPageRevisionID

1116127310

dbo:wikiPageWikiLink

dbr:Vega dbr:Aberration_of_light n5:Koenigsberg_helio.jpg dbr:Geometry dbr:Photographic_plate dbr:Friedrich_Georg_Wilhelm_von_Struve dbr:Milky_Way_Galaxy dbr:Adjacent_side_(right_triangle) dbr:Parsec dbr:Kuffner_Observatory dbr:Filar_micrometer dbr:Wolf_359 dbr:Koenigsberg_Observatory dbr:Very_long_baseline_interferometry dbr:Astronomical_nutation n5:Stellarparallax_parsec1.svg dbr:South_Africa dbr:NASA dbr:Apparent_place dbr:Proper_motion dbr:Astrograph dbr:Copernican_heliocentrism dbc:Concepts_in_astronomy dbr:European_Space_Agency dbr:University_of_Tartu_Old_Observatory dbr:New_Horizons dbr:Cathetus n5:Hubble_stretches_the_stellar_tape_measure_ten_times_further.jpg dbr:Orbital_positions_of_Earth dbr:Reciprocal_(mathematics) dbc:Parallax dbr:Vertex_(geometry) dbr:TAU_(spacecraft) n5:Stellar_parallax_movement.png n5:Stellar_parallax_parallel_lines.png n5:New_Horizons_Proxima_Centauri_Parallax_Animation.gif dbr:Subtended n5:Stellar_parallax_parallel_lines_from_observation_base_to_distant_background.png n5:Stellar_parallax_right_angle_of_observation.png dbr:Early_modern_age n5:Stellar_parallax_trigonometric_calculation.png dbr:Hipparcos dbr:Gaia_mission dbr:Light-year dbr:Radial_velocities dbr:Star_catalogue n5:Dollond_Heliometer_1790.jpg dbr:WFC3 dbr:Cosmic_distance_ladder dbr:Skinny_triangle dbr:Square_root dbr:Spectroscopic_parallax dbr:Cape_Town dbr:Photometric_parallax_method dbr:Arcsecond dbr:Telescope dbr:Friedrich_Bessel dbr:Right_triangle dbr:James_Bradley dbr:Astronomical_unit dbr:Proxima_Centauri n5:EB1911_-_Heliometer_-_Fig._10.jpg dbr:Parallax dbc:Astrometry dbr:61_Cygni n5:Bamberg_Heliometer_No_3253.jpg dbr:Heliometer dbr:Heliocentrism dbr:Dynamical_parallax dbr:Radar dbr:Euclid dbr:Thomas_Henderson_(astronomer) dbr:Charge-coupled_device dbr:Halo_star dbr:Alpha_Centauri dbr:Tycho_Brahe

dbo:wikiPageExternalLink

n26:parallax00alan

owl:sameAs

dbpedia-ko:연주_시차 dbpedia-mk:Ѕвездена_паралакса freebase:m.0dgnx5d dbpedia-ar:المنظور_النجمي dbpedia-es:Paralaje_estelar dbpedia-zh:恆星視差 dbpedia-eu:Izar-paralaxia n22:53zkM n23:নক্ষত্র_লম্বন dbpedia-ru:Годичный_звёздный_параллакс dbpedia-ja:年周視差 wikidata:Q906561 dbpedia-uk:Річний_зоряний_паралакс dbpedia-pt:Paralaxe_estelar

dbp:wikiPageUsesTemplate

dbt:Refend dbt:Refbegin dbt:Clear dbt:Star dbt:Cite_book dbt:Use_dmy_dates dbt:Short_description dbt:Cite_journal dbt:More_references dbt:Portal_bar dbt:Dubious dbt:Convert dbt:Cn dbt:Reflist

dbo:thumbnail

n8:Stellarparallax_parsec1.svg?width=300

dbo:abstract

في علم القياسات الفلكية المنظور النجمي هو التحول الظاهري في موقع أي نجم قريب (أو شيء آخر) إزاء خلفية الأجرام البعيدة الناشئ عن المواقع المدارية المختلفة للأرض ويشير إلى النزوح الظاهري لنجم قريب كما يرى من منظور مراقب على الأرض. من الصعب جداً تحديد المنظور النجمي ووجوده كان موضع نقاش كبير في علم الفلك منذ آلاف السنين. وقد رصد لأول مرة من قبل جوسيب كالاندرلي الذي قدم المنظور النجمي لنجم ( α-Lyrae) النسر الواقع في كوكبة القيثارة في عمله ("Osservazione e riflessione sulla parallasse annua dall’alfa della Lira"). ثم فريدريش بيسل في عام 1838 الذي قام بأول قياس ناجح لمنظور نجمي لنجم باستخدام فرانهوفر في . وغالبا ما يقاس المنظور النجمي باستخدام التزيح السنوي، الذي يعرف بأنه الفرق في موقع النجم كما يرى من الأرض والشمس. A paralaxe estelar é uma paralaxe em escala interestelar: o desvio aparente de posição de qualquer estrela próxima da Terra (ou outro objeto) contra o fundo de objetos distantes. Criado pelas diferentes posições orbitais da Terra, o desvio observado, extremamente pequeno, é máximo em intervalos de tempo de cerca de seis meses, quando a Terra chega a posições exatamente opostas em relação ao Sol em sua órbita, dando uma linha de base (baseline) de cerca de duas unidades astronômicas (UA) entre observações. A paralaxe em si é considerada a metade deste máximo, equivalente ao desvio observacional que ocorreria devido às diferentes posições da Terra e do Sol, uma baseline de 1 unidade astronômica. A paralaxe estelar é tão difícil de detectar que sua existência foi objeto de muito debate na astronomia por milhares de anos. Ela foi primeiramente observada por Giuseppe Calandrelli, que reportou a paralaxe em α-Lyrae em seu trabalho Osservazione e riflessione sulla parallasse annua dall’alfa della Lira. Depois, em 1838, Friedrich Bessel fez a primeira medição da paralaxe com sucesso, para a estrela 61 Cygni, usando um heliômetro Fraunhofer no Observatório de Königsberg. Uma vez conhecida a paralaxe de uma estrela, sua distância da Terra pode ser calculada trigonometricamente. Quanto mais distante é um objeto, menor a sua paralaxe. Mesmo com as técnicas de astrometria do século XXI, os limites para medição acurada tornam distâncias maiores do que 100 parsecs (aproximadamente 326 anos-luz) muito aproximadas para serem úteis quando obtidas por esta técnica. Como isto é relativamente próximo em uma escala galáctica, a aplicabilidade da paralaxe estelar deixa a maioria das medições de distâncias astronômicas para serem calculadas pelo desvio para o vermelho espectral ou outros métodos. As medições da paralaxe estelar são feitas nas pequenas unidades de segundos de arco, ou mesmo em milésimos de segundos de arco (milissegundos de arco). A unidade de distância parsec é definida como o comprimento do cateto de um triângulo retângulo adjacente ao ângulo de um segundo de arco em um vértice, onde o outro cateto mede 1 UA. Como as paralaxes estelares e as distâncias envolvem esses triângulos retângulos muito “magros”, pode ser usada uma aproximação trigonométrica conveniente para converter paralaxes (em segundos de arco) em distâncias (em parsecs). A distância é simplesmente o inverso da paralaxe: Por exemplo,Proxima Centauri (a estrela mais próxima da Terra além do Sol), cuja paralaxe é 0,7687, está distante 1 / 0,7687 = 1,3009 parsecs (4,243 anos-luz). Річний паралакс зірки — це зміна координат зірки, викликана зміною положення спостерігача через обертання Землі навколо Сонця. Є доказом руху Землі навколо Сонця і основним методом вимірювання відстаней до зірок. Величина річного паралакса даної зірки дорівнює куту, під яким велику піввісь земної орбіти видно з відстані цієї зірки. З огляду на величезні відстані до зірок річні паралакси навіть у найближчих з них не перевищують частки секунди дуги. Годичный параллакс звезды — это изменение координат звезды, вызванное изменением положения наблюдателя из-за орбитального движения Земли вокруг Солнца. Является доказательством движения Земли вокруг Солнца и основным методом измерения расстояний до звёзд. Величина годичного параллакса данной звезды равна углу, под которым большая полуось земной орбиты видна с расстояния этой звезды. Ввиду огромных расстояний до звёзд годичные параллаксы даже у ближайших из них не превосходят одной секунды дуги. 恆星視差是天文學中因為恆星距離產生視差的效應。它是恆星際尺度的視差，經由天文測量學，視差可以直接測量出一顆恆星與地球的準確距離。它曾是天文學辯論了數百年的議題，但是因為太困難了，在19世紀初期才取得了最接近幾顆恆星的值。即使在21世紀，恆星視差的測量已經達到銀河系的尺度，但大多數的距離測量還是經由紅移的計算或是其它的方法。 視差通常是由地球在軌道上不同的位置，導致觀察到近距離的恆星相對於遙遠的天體移動到不同位置獲得的。經由觀察視差，測量角度和利用三角學，可以測量不同物體在空間中的距離，通常是恆星，但在太空中的其它天體也可以。 因為其它的恆星都非常遙遠，因此測量的角度都非常小，而且需要利用逼近，一個天體的距離 (以秒差距測量) 是視差值 (以角秒測量) 的倒數： 例如，比鄰星的距離是1/0.7687=1.3009秒差距（4.243光年）。 天鵝座61是第一顆成功測量出恆星視差的恆星，是贝塞耳在1838年於柯尼斯堡天文台使用夫琅和費的量日儀測出的。 Izar-paralaxia urruneko izarrekiko edo objektuekiko hurbileko izarren mugimenduari deritzo. Lurraren orbitaren kokapen aldaketarengatik antzematen da. Aldaketa oso txikia da eta sei hilabete igaro direnean ondoen nabaritzen da, Lurra Eguzkiarekiko aurkako kokapenera heltzen denean. En el ámbito de la astronomía se denomina paralaje estelar al efecto de paralaje en las estrellas distantes. Es paralaje en una escala interestelar, y puede ser utilizado para determinar la distancia desde la Tierra a otra estrella en forma directa utilizando astrometría de precisión. Este tema fue durante siglos un tema sumamente debatido en la astronomía, pero era tan difícil de establecer que solo a comienzos del siglo XIX pudo lograrse medir para las estrellas más próximas. Aún en el siglo XXI, las estrellas para las que se han podido realizar mediciones de paralaje son aquellas que se encuentran relativamente cercanas en la escala galáctica, y la mayoría de las mediciones de distancia se realizan utilizando corrimiento al rojo u otros métodos. El paralaje es por lo general producto de las diferentes posiciones que ocupa la Tierra en su órbita, que hace que las estrellas próximas parezcan que se desplazan con respecto a las estrellas más distantes. Al observar la paralaje, midiendo ángulos y utilizando elementos de geometría, se puede determinar la distancia a distintos objetos en el espacio, como estrellas y planetas. A causa de que las otras estrellas se encuentran muy distantes, el ángulo a medir es pequeño y se puede utilizar la aproximación paraxial, por lo que la distancia a un objeto (medida en parsecs) es la recíproca del paralaje (medido en segundos sexagesimales): Por ejemplo, la distancia a Próxima Centauri es 1/0,7687=1,294pc (~4,22 AL, o años luz).​ La primera medición con éxito de una paralaje estelar la realizó Friedrich Bessel en 1838 sobre la estrella 61 Cygni utilizando un heliómetro de Fraunhofer en el Observatorio de Königsberg.​​ 年周視差（ねんしゅうしさ）とは、地球の公転運動による視差のために天体の天球上の位置が公転周期と同じ周期で変化して見える現象のことである。 Stellar parallax is the apparent shift of position of any nearby star (or other object) against the background of distant objects, and a basis for determining (through trigonometry) the distance of the object. Created by the different orbital positions of Earth, the extremely small observed shift is largest at time intervals of about six months, when Earth arrives at opposite sides of the Sun in its orbit, giving a baseline distance of about two astronomical units between observations. The parallax itself is considered to be half of this maximum, about equivalent to the observational shift that would occur due to the different positions of Earth and the Sun, a baseline of one astronomical unit (AU). Stellar parallax is so difficult to detect that its existence was the subject of much debate in astronomy for hundreds of years. Thomas Henderson, Friedrich Georg Wilhelm von Struve, and Friedrich Bessel made first successful parallax measurements in 1832-1838, for the stars alpha Centauri, Vega, and 61 Cygni. 연주 시차(年周視差, 영어: parallax)는 어떤 천체를 바라보았을 때 지구의 공전에 따라 생기는 시차를 뜻하며, 지구 공전의 결정적 증거이다. 연주 시차는 실제 시차의 절반, 즉 태양과 바라보는 천체를 잇는 직선, 그리고 지구와 바라보는 천체를 잇는 직선이 이루는 각으로 나타낸다. 최초의 연주 시차측정은 1838년 프리드리히 베셀이 백조자리 61을 주기적으로 관측하여 0.62초각이라는 정확한 연주 시차 측정에 성공한다. 1분은 1°의 1/60에 해당하며 1초는 1분의 1/60에 해당한다. 즉 1° = 60' = 3600" 인 것이다 연주 시차를 구하면 해당 천체와의 거리를 구할 수 있다. 그러나 대부분의 별은 매우 멀리 있어 연주시차도 아주 작기 때문에(최대가 센타우루스자리 알파의 연주 시차인 0.76초각) 지구의 대기 산란 효과 등으로 인해 미세한 연주시차는 계산할 수 없으며, 때문에 연주시차를 사용해 천체와의 거리를 구하는 것은 매우 제한적이며 상대적으로 가까운 별들의 거리만 잴 수 있다.지표에서 측정하면 멀게는 100파섹 정도에 있는 별까지의 거리를 알 수 있다. 보다 먼 별, 성단이나 은하의 거리는 포거슨 방정식이나 허블-르메르트공식을 사용하여 별의 거리를 구한다. 최근에는 인공위성을 사용해 더 멀리 있는 별들의 연주시차를 구하는 프로젝트도 계획되고 있다.

prov:wasDerivedFrom

wikipedia-en:Stellar_parallax?oldid=1116127310&ns=0

dbo:wikiPageLength

20288

foaf:isPrimaryTopicOf

wikipedia-en:Stellar_parallax