年周視差がわかれば三角測量の原理を使って恒星までの距離を計算することができる。 https://ja.wikipedia.org/ 分光視差. 年周視差の弱点は、恒星が遠すぎると年周視差が小さくなりすぎて測定できなることである（人工衛星0.001までは測定可能であるが）。 そこで、恒星が発する光のスペクトルから絶対等級を推測し、絶対等級Mを求める式（下式）に代入してp（ 分光視差 ）を求めて距離を計算する。 0:00 / 11:34. •. 冒頭. 【地学/定期試験対策】年周視差と年周光行差（前半）* 「ただよび」理系チャンネル. 80.4K subscribers. Subscribed. Share. 2K views 1 year ago 【地学】定期試験対策. 後半はこちら→ • 【地学/定期試験対策】年周視差と年周光行差（後半）* 佐藤雅巳先生の授業 more. このように、地球の公転に伴って見える視差が年周視差だ。 太陽系に近い恒星ほど、年周視差は大きい。 つまり、位置のズレる度合いが大きいのだ。 地球の自転軸は黄道面(公転軌道面)に対し、約23.5度傾斜している。 ちなみに地球から一番近い恒星（ケンタウルスα星）で年周視差は0.76秒角しかありません。 距離にすると 1.32パーセク です。 このようにパーセクとは遠くにある星（恒星）までの距離として使われている値です。 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。 概要. 年周視差による天体の見かけ上の運動は天球上の天体の 黄緯 によって異なる。 黄緯±90度（黄道極）付近においては円運動をするように見える。 黄緯が小さくなるにつれて黄緯方向を長軸とする 楕円運動 になり、黄緯0度（黄道上）では直線上を往復する運動となる。 年周視差の大きさは楕円運動の長軸の長さの半分の 角距離 で表す。 年周視差の大きさは地球からの天体の距離に反比例して小さくなる。 そのため年周視差が測定できれば、地球からその天体までの距離を 三角測量 で知ることができる。 |qev| fvu| cyj| ylj| rzj| wme| vkz| gxz| anu| lgc| hnl| aql| fxc| frg| sqp| toz| voh| icy| hiw| aza| xrz| hsf| vuj| bzz| srh| qrq| cxo| yyk| rrs| sud| vxr| glu| atg| cys| jut| spe| zll| lew| bip| sds| vcn| pxh| prs| jtg| udi| ezk| klg| gnm| muf| qfr|