概念と仕組み
時間のずれとは、観測点が変わることで、物体の見かけの方向が変わる現象です。物体の距離が近いほど、方向の差は大きくなります。
地球の軌道反対側から観測した場合、基準点は約2 AUです。標準の時間オフセット ‘p’ は、1 AU 基準となるため、全体的な移動量 2p と区別されます。
関係式と成立条件
小角近似ではd(pc)=1/pで、pの単位は秒角です。p=0.1秒角なら距離は10 pcです。基線を変えると、観測する角変位と距離への換算も変わります。
観測誤差、恒星の固有運動、および天体の位置による差動楕円の形状を考慮する必要があります。実験で拡大された角度は、実際の天体の大きさを表すものではありません。
仮想実験で読み取る変化
p=0.1″なら10 pc≈32.6光年です。遠い星ほど演奏時差は小さいです。
軌道面に垂直な方向の星と円軌道を仮定した小さな角度近似です。 pは常に1 AUの標準視差角です。半径b AUでは全変位=2bp、距離=b/(変位/2)です。背景別は固定し、固有運動・待機揺れ・測定誤差を省略します。画面角度は実際の角度ではなく拡大図です。
重要な関係式と記号
d(pc)=1/p(″) ・標準全角変位=2p
| 記号 | 意味 | 単位 |
|---|---|---|
| p | 基線1 AUに対する年周視差 | 秒角 |
| d | 星までの距離 | pc |
| AU | 地球と太陽の平均距離を基準 | 長さの単位 |
例で確かめる
標準的な年周視差 p と、二つの観測点の間の全角変位の関係は？
pは公転半径1AUに対応する半角です。両端の全角変位は2pで、d(pc)=1/p(″)です。
よくある誤解
- もし、6ヶ月間の座標全体の変化を直接標準pに直接入力した場合、誤った距離が得られる可能性があります。