parallasse

Lessico

sf. [sec. XVIII; dal francese parallaxe, dal greco parállaxis, cambiamento, deviazione].

1) Angolo sotto il quale è vista, da un certo punto, la linea di base congiungente due altri punti. In astronomia è spesso sinonimo di distanza.

2) In metrologia, l'errore di parallasse è l'errore di misurazione che viene commesso durante la lettura della coincidenza di un indice con una scala graduata quando l'indice è discosto dal piano della scala. In tal caso l'indice si proietta in punti diversi della scala secondo la posizione dell'occhio dell'osservatore, con un errore corrispondente.

3) In fotografia, errore di parallasse, errore che si manifesta nelle macchine fotografiche in cui l'asse ottico del sistema di mira non coincide con quello dell'obiettivo di ripresa (per esempio in quelle a mirino galileiano o reflex biottica) in seguito al quale la scena ripresa non coincide esattamente con quella inquadrata. L'errore di parallasse è tanto maggiore quanto più piccola è la distanza di ripresa e può essere corretto entro certi limiti con segni di riferimento o mascherine mobili all'interno dell'oculare.

Astronomia: generalità

La parallasse è l'angolo il cui vertice si trova nell'astro osservato (stella, pianeta, satellite). Il termine è usato anche per indicare la variazione apparente nella posizione di un corpo (movimenti parallattici) quando viene osservato da due differenti posizioni. Tali variazioni possono essere dovute: alla rotazione della Terra, alla rivoluzione della Terra attorno al Sole e, infine, al moto dell'intero sistema solare rispetto al sistema delle stelle fisse più vicine; in corrispondenza si hanno i seguenti tre tipi di movimenti parallattici, e cioè la parallasse diurna, la parallasse annua e la parallasse secolare. La parallasse diurna è l'angolo compreso fra le due rette che dal corpo celeste vanno al centro della Terra e al luogo d'osservazione sulla superficie terrestre; la parallasse diurna può quindi variare, a causa della rotazione terrestre, fra un minimo, eventualmente nullo, quando l'astro è sopra il meridiano di osservazione a un massimo (parallasse orizzontale), quando l'astro è sull'orizzonte; per il Sole, la parallasse orizzontale ha il valore medio di 8‟, 7964; per tutte le altre stelle, la parallasse orizzontale è così piccola che non ha mai potuto essere derivata direttamente. Della parallasse diurna occorre tener conto nelle osservazioni dei corpi del sistema solare che, per poter essere confrontate, devono essere ridotte al centro della Terra. La parallasse annua è l'angolo α compreso fra le due rette che dal corpo celeste vanno al Sole e alla Terra "Vedi la figura a pagina 449 del XVI volume." ; "Per la figura vedi il lemma del 14° volume." a causa del moto di rivoluzione della Terra, la stella sembra descrivere sulla volta celeste un'ellisse (ellisse parallattica) che diviene un cerchio se la stella è al polo dell'eclittica e il cui semiasse maggiore è ciò che comunemente viene chiamata, parallasse della stella. La parallasse di una stella è sempre molto piccola (vale ca. 0‟, 7 per la stella più vicina alla Terra) ed è usata come indicatore di distanza. La distanza alla quale una stella possederebbe una parallasse di 1‟ si chiama parsec. La parallasse secolare è l'angolo compreso fra le due rette che vanno da una stella a due successive posizioni del Sole e quindi del sistema solare. Il Sole si muove infatti, rispetto alle stelle più vicine, con la velocità di ca. 19 km/s verso la costellazione di Ercole, cosicché ogni stella sembra allontanarsi progressivamente da una posizione assunta come iniziale "Per approfondire Vedi Gedea Astronomia vol. 1 pp 249-250" "Per approfondire Vedi Gedea Astronomia vol. 1 pp 249-250" .

Astronomia: metodi per la misura della parallasse

Per la misura della parallasse (nel senso di distanza) di stelle e di oggetti celesti lontani si impiegano metodi indiretti, basati sull'estrapolazione dalle stelle esaminate di particolari relazioni valide per un gruppo di stelle delle quali sia nota la parallasse per altra via. Il metodo diretto trigonometrico è impiegato per i corpi celesti più prossimi (pianeti, pianetini, comete). Fra le parallassi determinate con metodi indiretti si possono citare le seguenti: parallassi rotazionali, poiché la Galassia non ruota come un corpo rigido, le stelle che ne fanno parte presentano una velocità radiale, rispetto al Sole, variabile con la distanza e la longitudine galattica: mediante opportune formule è possibile calcolare la parallasse, ovvero la distanza di una stella, una volta che ne siano note la longitudine galattica e la velocità radiale. Parallassi fotometriche, la magnitudine assoluta M, quella apparente m e la distanza d sono legate, a meno dell'assorbimento interstellare, dalla formula M-m=5-5 log d; conoscendo M e misurando m è possibile dedurre d. Parallassi dinamiche, tale metodo si applica solo alle stelle doppie visuali, attribuendo a entrambe le componenti la stella una massa pari a quella del Sole, così da poter determinare la reciproca distanza in base alla terza legge di Keplero. Per le stelle degli ammassi in movimento su traiettorie parallele, la parallasse può essere determinata conoscendo il moto proprio comune, la posizione dell'apice e la velocità radiale delle singole stelle componenti l'ammasso. Parallassi spettroscopiche, il metodo si basa sulla determinazione della magnitudine assoluta M in funzione della classe spettrale della stella (diagramma H-R), corretta dall'eccesso di colore. Il modulo di distanza M-m viene poi calcolato dal confronto con la magnitudine apparente. Riguardo alla valutazione delle distanze stellari, la parallasse trigonometrica rimane il metodo fondamentale al quale – volendo astrarre da qualunque ipotesi o cognizione fisica sulla stella – l'astronomo deve ricorrere per calibrare tutti gli altri metodi. La precisione delle misure non consente tuttavia di valutare parallassi inferiori a 0,03‟ d'arco, ovvero distanze superiori a un centinaio di anni luce; in effetti, con tale metodo, e a partire dalle prime determinazioni effettuate da F. W. Bessel nel 1838 sulla 61 Cygni e contemporaneamente, da W. Struve su Vega, non si conoscono che le distanze di ca. 6000 stelle. Su distanze maggiori, le parallassi fotometriche e spettroscopiche offrono un raggio di applicazione di ca. 300.000 anni luce (vedi distanza).

Astronomia: la parallasse solare

Per quanto riguarda la parallasse solare (simbolo π⊙), il valore di questa costante è usato, direttamente o indirettamente, come base per la misurazione della distanza delle stelle. Misurazioni ottiche dirette, effettuate tramite osservazioni del bordo del disco solare, sono impossibili a causa della turbolenza atmosferica. Le prime misure ottiche indirette si sono basate sulla terza legge di Keplero, per la quale sono note, con grandissima precisione, tutte le distanze relative fra i corpi del sistema solare, una volta che ne sia conosciuto il periodo di rivoluzione attorno al Sole: è quindi sufficiente conoscere una sola distanza assoluta per ricavare tutte le altre. I valori più precisi sono stati ottenuti dalle osservazioni dei passaggi al perielio in opposizione del pianetino Eros, nel 1901-02, quando raggiunse la minima distanza (determinata mediante triangolazione) dalla Terra di 0,32 UA, e nel 1930-31, a 17 UA; si ottenne così per π⊙ il valore di 8‟,790±0‟,001; oggi questa precisione sembra eccessiva, in quanto Eros si è rivelato di forma allungata, se non addirittura composto di due corpi separati. Altri asteroidi hanno raggiunto distanze dalla Terra ancora inferiori, ma la loro orbita non è conosciuta con sufficiente precisione. Fra i pianeti, Marte e Venere sono stati i più osservati al fine del calcolo di π⊙. Le osservazioni di Marte, condotte come per i pianetini, hanno portato per π⊙ al valore 8‟,86. Le osservazioni di Venere sono state condotte annotando tempi e posizioni dei passaggi del pianeta sul disco del Sole, in particolare nelle posizioni di contatto esterno. Il metodo è però alquanto impreciso a causa del fenomeno della deformazione apparente dell'immagine di Venere provocata dall'atmosfera del pianeta. Un altro metodo è stato quello del calcolo (peraltro molto complesso) delle perturbazioni dell'orbita della Luna (ineguaglianza parallattica), che ha fornito risultati molto prossimi a quelli dedotti dalle osservazioni di Eros; tali perturbazioni sono provocate dalla differente attrazione da parte del Sole nei diversi punti dell'orbita lunare, così da deformarla, allungandola nella direzione del Sole. L'ineguaglianza parallattica ha un'ampiezza di ±2‟,1. Il metodo più moderno ed esatto è però quello del radar-eco, che consiste nell'inviare verso i vari corpi del sistema solare degli impulsi radar e di osservare e registrare l'impulso riflesso. Con tale metodo, impiegato fra l'altro per l'osservazione delle meteore e per tracciare la prima mappa di Venere, si è potuto assumere per π⊙ il valore 8‟,7964±0‟,0002.

Fotogrammetria

La parallasse è la differenza in Y che si ha nell'intersezione dei due raggi corrispondenti con un piano orizzontale di quota Z₁ uguale a quella del punto di intersezione delle proiezioni dei due raggi sui piani verticali XZ e YZ. Per effettuare la restituzione è necessario che per ogni coppia di raggi corrispondenti si abbia un solo punto di intersezione, che rappresenta un punto del modello metrico dell'oggetto da restituire, in cui la parallasse sia nulla; "Vedi la figura a pagina 449 del XVI volume." questa condizione deve verificarsi su tutti i punti del modello metrico. L'eliminazione delle parallassi avviene durante la fase dell'orientamento relativo prevista per il piazzamento dei fotogrammi. Consideriamo che i due raggi r₁ e r₂, che escono dai due centri di proiezione (centri dell'obiettivo dello strumento di restituzione), siano sghembi tra loro. Questi non si intersecheranno mai, ma se li proiettiamo sui due piani verticali XZ e YZ, essi si incontreranno rispettivamente in Z₁ e Z₂ a quota diversa. Se si considera il piano orizzontale di quota Z₁, esso incontrerà le proiezioni dei due raggi sul piano YZ in due punti di ordinata diversa: Y₁ e Y₂. Il segmento Y₁Y₂ dà l'entità della parallasse "Vedi la figura a pagina 449 del XVI volume." .