paralaxa -Parallax

Zjednodušená ilustrace paralaxy objektu na vzdáleném pozadí díky posunu perspektivy. Při pohledu z "Pohledu A" se objekt zdá být před modrým čtvercem. Když se úhel pohledu změní na „Pohled B“, zdá se, že se objekt přesunul před červený čtverec.
Tato animace je příkladem paralaxy. Jak se hledisko pohybuje ze strany na stranu, zdá se, že se objekty v dálce pohybují pomaleji než objekty v blízkosti fotoaparátu. V tomto případě se zdá, že se bílá kostka vpředu pohybuje rychleji než zelená kostka uprostřed vzdáleného pozadí.

Paralaxa je posunutí nebo rozdíl ve zdánlivé poloze objektu pozorovaného podél dvou různých linií pohledu a je měřen úhlem nebo poloúhlem sklonu mezi těmito dvěma čarami. Kvůli zkrácení , blízké objekty vykazují větší paralaxu než vzdálenější objekty, když jsou pozorovány z různých pozic, takže paralaxu lze použít k určení vzdáleností.

K měření velkých vzdáleností, jako je vzdálenost planety nebo hvězdy od Země , používají astronomové princip paralaxy. Termín paralaxa je zde poloviční úhel sklonu mezi dvěma zornými čarami ke hvězdě, jak je pozorováno, když je Země na své oběžné dráze na opačných stranách Slunce. Tyto vzdálenosti tvoří nejnižší příčku toho, co se nazývá „ kosmický žebřík vzdálenosti “, první v řadě metod, kterými astronomové určují vzdálenosti k nebeským objektům, a slouží jako základ pro další měření vzdálenosti v astronomii tvořící vyšší příčky žebřík.

Paralaxa také ovlivňuje optické přístroje, jako jsou puškohledy, dalekohledy , mikroskopy a dvoučočkové zrcadlovky , které sledují objekty z mírně odlišných úhlů. Mnoho zvířat, spolu s lidmi, má dvě oči s překrývajícími se zornými poli , které používají paralaxu k získání hloubkového vnímání ; tento proces je známý jako stereopse . V počítačovém vidění se efekt používá pro počítačové stereo vidění a existuje zařízení zvané paralaxní dálkoměr , který jej používá k nalezení vzdálenosti a v některých variantách také výšky k cíli.

Jednoduchý každodenní příklad paralaxy lze vidět na přístrojových deskách motorových vozidel, která používají mechanický rychloměr ve tvaru jehly . Při pohledu přímo zepředu může rychlost ukazovat přesně 60, ale při pohledu ze sedadla spolujezdce se může zdát, že ručička ukazuje mírně odlišnou rychlost v důsledku úhlu pohledu v kombinaci s posunutím ručičky od roviny číselné číselník.

Vizuální vnímání

Na této fotografii je Slunce vidět nad vrcholem pouliční lampy . V odrazu na vodě se Slunce jeví v souladu s pouličním osvětlením, protože virtuální obraz je tvořen z jiné pozice pohledu.

Vzhledem k tomu, že oči lidí a jiných zvířat jsou na hlavě v různých pozicích, představují různé pohledy současně. Toto je základ stereopse , procesu, při kterém mozek využívá paralaxu kvůli různým pohledům z oka k získání hloubkového vnímání a odhadu vzdáleností k objektům. Zvířata také používají paralaxu pohybu , ve které se zvířata (nebo jen hlava) pohybují, aby získala různé úhly pohledu. Například holubi (jejichž oči nemají překrývající se zorná pole, a proto nemohou používat stereopsi) otáčí hlavou nahoru a dolů, aby viděli hloubku.

Pohybová paralaxa je využívána také v kývavé stereoskopii , počítačové grafice, která poskytuje hloubkové narážky prostřednictvím animace s posunem pohledu spíše než prostřednictvím binokulárního vidění.

Astronomie

Paralaxa je úhel sevřený přímkou ​​v bodě. V horním diagramu Země na své oběžné dráze svírá úhel paralaxy sevřený na Slunci. Spodní diagram ukazuje stejný úhel sesílaný Sluncem v geostatickém modelu. Podobný diagram lze nakreslit pro hvězdu s výjimkou toho, že úhel paralaxy by byl nepatrný.

Paralaxa vzniká v důsledku změny úhlu pohledu, ke které dochází v důsledku pohybu pozorovatele, pozorovaného nebo obou. Podstatný je relativní pohyb. Pozorováním paralaxy, měřením úhlů a používáním geometrie lze určit vzdálenost .

Hvězdná paralaxa

Hvězdnou paralaxu vytvořenou relativním pohybem mezi Zemí a hvězdou lze v Koperníkově modelu vidět, jak vyvstává z oběžné dráhy Země kolem Slunce: hvězda se pouze zdá , že se pohybuje vzhledem ke vzdálenějším objektům na obloze. V geostatickém modelu by pohyb hvězdy musel být brán jako skutečný s hvězdou oscilující po obloze vzhledem ke hvězdám v pozadí.

Hvězdná paralaxa se nejčastěji měří pomocí roční paralaxy , definované jako rozdíl v poloze hvězdy při pohledu ze Země a Slunce, tj. úhel svírající hvězdu o střední poloměr oběžné dráhy Země kolem Slunce. Parsek (3,26 světelných let ) je definován jako vzdálenost, pro kterou je roční paralaxa 1  úhlová sekunda . Roční paralaxa se normálně měří pozorováním polohy hvězdy v různých ročních obdobích, když se Země pohybuje po své oběžné dráze. Měření roční paralaxy bylo prvním spolehlivým způsobem, jak určit vzdálenosti k nejbližším hvězdám. První úspěšná měření hvězdné paralaxy provedl Friedrich Bessel v roce 1838 pro hvězdu 61 Cygni pomocí heliometru . Hvězdná paralaxa zůstává standardem pro kalibraci dalších metod měření. Přesné výpočty vzdálenosti na základě hvězdné paralaxy vyžadují měření vzdálenosti od Země ke Slunci, nyní založené na radarovém odrazu od povrchů planet.

Úhly zahrnuté v těchto výpočtech jsou velmi malé, a proto je obtížné je měřit. Nejbližší hvězda ke Slunci (a tedy i hvězda s největší paralaxou), Proxima Centauri , má paralaxu 0,7687 ± 0,0003 úhlových sekund. Tento úhel je přibližně úhel, který svírá objekt o průměru 2 centimetry nacházející se ve vzdálenosti 5,3 km.

Hubbleův vesmírný dalekohledProstorové skenování přesně měří vzdálenosti až 10 000 světelných let daleko (10. dubna 2014).

Skutečnost, že hvězdná paralaxa byla tak malá, že byla v té době nepozorovatelná, byla v raném novověku používána jako hlavní vědecký argument proti heliocentrismu . Z Euklidovy geometrie je jasné , že efekt by byl nedetekovatelný, kdyby hvězdy byly dostatečně daleko, ale z různých důvodů se takové gigantické vzdálenosti zdály zcela nepravděpodobné: byla to jedna z Tychových hlavních námitek proti koperníkovskému heliocentrismu , že aby to bylo kompatibilní s nedostatkem pozorovatelné hvězdné paralaxy, muselo by mezi oběžnou dráhou Saturnu (tehdy nejvzdálenější známé planety) a osmou sférou (stálice) existovat obrovská a nepravděpodobná prázdnota.

V roce 1989 byla vypuštěna družice Hipparcos primárně za účelem získání vylepšených paralax a správných pohybů pro více než 100 000 blízkých hvězd, čímž se dosah metody desetinásobně zvýšil. Přesto byl Hipparcos schopen změřit úhly paralaxy pouze pro hvězdy vzdálené asi 1600 světelných let , tedy o něco více než jedno procento průměru Galaxie Mléčná dráha . Mise Gaia Evropské vesmírné agentury , která byla zahájena v prosinci 2013, dokáže měřit úhly paralaxy s přesností 10 mikroobloukových sekund , a tak mapovat blízké hvězdy (a potenciálně planety) až do vzdálenosti desítek tisíc světelných let od Země. V dubnu 2014 astronomové NASA oznámili, že Hubbleův vesmírný dalekohled dokáže pomocí prostorového skenování přesně měřit vzdálenosti až 10 000 světelných let, což je desetinásobné zlepšení oproti dřívějším měřením.

Měření vzdálenosti

Měření vzdálenosti paralaxou je speciálním případem principu triangulace , který říká, že lze vyřešit pro všechny strany a úhly v síti trojúhelníků, pokud kromě všech úhlů v síti je délka alespoň jedné strany byla změřena. Pečlivé měření délky jedné základní čáry tedy může stanovit měřítko celé triangulační sítě. V paralaxe je trojúhelník extrémně dlouhý a úzký a měřením jak jeho nejkratší strany (pohyb pozorovatele), tak malého horního úhlu (vždy méně než 1 úhlová  sekunda , přičemž zbývající dva zůstávají téměř 90 stupňů), dlouhé strany (v praxi považované za rovné) lze určit.

Za předpokladu, že úhel je malý (viz odvození níže), je vzdálenost k objektu (měřená v parsekech ) převrácená hodnota paralaxy (měřeno v úhlových sekundách ): Například vzdálenost k Proxima Centauri je 1/ 0,7687 = 1,3009 parseků (4,243 ly).

Denní paralaxa

Denní paralaxa je paralaxa, která se mění s rotací Země nebo s rozdílem polohy na Zemi. Měsíc a v menší míře terestrické planety nebo asteroidy viděné z různých pozorovacích pozic na Zemi (v jeden daný okamžik) se mohou jevit odlišně umístěné na pozadí stálic.

Denní paralaxu použil John Flamsteed v roce 1672 k měření vzdálenosti k Marsu v jeho opozici a prostřednictvím toho k odhadu astronomické jednotky a velikosti sluneční soustavy .

Lunární paralaxa

Lunární paralaxa (často zkratka pro lunární horizontální paralaxu nebo lunární rovníkovou horizontální paralaxu ) je zvláštní případ (denní) paralaxy: Měsíc, který je nejbližším nebeským tělesem, má zdaleka největší maximální paralaxu ze všech nebeských těles, někdy přesahující 1 stupeň.

Diagram pro hvězdnou paralaxu může ilustrovat měsíční paralaxu, pokud je diagram brán jako zmenšený a mírně upravený. Místo „blízká hvězda“ čtěte „Měsíc“ a místo toho, abyste kruh ve spodní části diagramu brali jako velikost oběžné dráhy Země kolem Slunce, vezměte jej za velikost zemské glóbusu a kruh kolem zemského povrchu. Potom se měsíční (horizontální) paralaxa rovná rozdílu v úhlové poloze Měsíce vzhledem k pozadí vzdálených hvězd při pohledu ze dvou různých pozorovacích pozic na Zemi: jedna z pozorovacích pozic je místo, odkud Měsíc. lze v daném okamžiku vidět přímo nad hlavou (tj. při pohledu podél svislé čáry v diagramu); a druhá pozorovací poloha je místo, ze kterého lze ve stejném okamžiku vidět Měsíc na obzoru (tj. při pohledu podél jedné z diagonálních čar z polohy zemského povrchu odpovídající zhruba jedné z modrých teček na upravený diagram).

Lunární (horizontální) paralaxu lze alternativně definovat jako úhel sevřený ve vzdálenosti Měsíce poloměrem Země — rovný úhlu p v diagramu, když je zmenšen a upraven, jak je uvedeno výše.

Lunární horizontální paralaxa kdykoli závisí na lineární vzdálenosti Měsíce od Země. Lineární vzdálenost Země-Měsíc se plynule mění, jak Měsíc sleduje svou narušenou a přibližně eliptickou dráhu kolem Země. Rozsah změn v lineární vzdálenosti je od asi 56 do 63,7 zemských poloměrů, což odpovídá horizontální paralaxe asi o stupni oblouku, ale v rozmezí od asi 61,4' do asi 54'. Astronomický almanach a podobné publikace pravidelně, např. denně, pro pohodlí astronomů (a nebeských navigátorů) tabulkují lunární horizontální paralaxu a/nebo lineární vzdálenost Měsíce od Země a studují způsob, jakým to souřadnice se mění s časem tvoří součást lunární teorie .

Schéma denní měsíční paralaxy

Paralaxa může být také použita k určení vzdálenosti k Měsíci .

Jedním ze způsobů, jak určit měsíční paralaxu z jednoho místa, je použití zatmění Měsíce. Úplný stín Země na Měsíci má zdánlivý poloměr zakřivení rovný rozdílu mezi zdánlivými poloměry Země a Slunce při pohledu z Měsíce. Tento poloměr lze vidět jako rovný 0,75 stupně, z čehož (se zdánlivým slunečním poloměrem 0,25 stupně) dostaneme zdánlivý poloměr Země 1 stupeň. To dává pro vzdálenost Země–Měsíc 60,27 poloměrů Země nebo 384 399 kilometrů (238 854 mi). Tento postup byl poprvé použit Aristarchem ze Samosu a Hipparchem a později si našel cestu do díla Ptolemaia . Diagram vpravo ukazuje, jak vzniká denní měsíční paralaxa na geocentrickém a geostatickém planetárním modelu, ve kterém je Země ve středu planetárního systému a neotáčí se. To také ilustruje důležitý bod, že paralaxa nemusí být způsobena žádným pohybem pozorovatele, na rozdíl od některých definic paralaxy, které říkají, že je, ale může vzniknout čistě z pohybu pozorovaného.

Další metodou je pořídit dva snímky Měsíce přesně ve stejnou dobu ze dvou míst na Zemi a porovnat polohy Měsíce vzhledem ke hvězdám. Pomocí orientace Země, těchto dvou měření polohy a vzdálenosti mezi dvěma místy na Zemi lze triangulovat vzdálenost k Měsíci:

Příklad měsíční paralaxy: Zákryt Plejád Měsícem

Toto je metoda, na kterou odkazuje Jules Verne v knize Ze Země na Měsíc :

Do té doby mnoho lidí netušilo, jak lze vypočítat vzdálenost Měsíce od Země. Tato okolnost byla využita k tomu, aby je naučili, že tato vzdálenost byla získána měřením paralaxy Měsíce. Pokud se zdálo, že je slovo paralaxa ohromilo, bylo jim řečeno, že jde o úhel sevřený dvěma přímkami probíhajícími z obou konců poloměru Země k Měsíci. Pokud měli pochybnosti o dokonalosti této metody, bylo jim okamžitě ukázáno, že nejen že tato střední vzdálenost činí celé dvě stě třicet čtyři tisíc tři sta čtyřicet sedm mil (94 330 mil), ale také že astronomové byli ne omylem o více než sedmdesát mil (≈ 30 lig).

Sluneční paralaxa

Poté , co Koperník navrhl svůj heliocentrický systém , se Zemí v rotaci kolem Slunce, bylo možné postavit model celé Sluneční soustavy bez měřítka. K určení měřítka je nutné změřit pouze jednu vzdálenost ve sluneční soustavě, např. střední vzdálenost od Země ke Slunci (nyní nazývaná astronomická jednotka nebo AU). Když se najde triangulací , nazývá se to sluneční paralaxa , rozdíl v poloze Slunce při pohledu ze středu Země a bodu vzdáleného o jeden poloměr Země, tj. úhel sevřený u Slunce středním poloměrem Země. Znalost sluneční paralaxy a středního poloměru Země umožňuje vypočítat AU, což je první, malý krok na dlouhé cestě stanovení velikosti a expanze viditelného vesmíru.

Primitivní způsob, jak určit vzdálenost ke Slunci z hlediska vzdálenosti k Měsíci, navrhl již Aristarchos ze Samosu ve své knize O velikostech a vzdálenostech Slunce a Měsíce . Poznamenal, že Slunce, Měsíc a Země tvoří pravoúhlý trojúhelník (s pravým úhlem na Měsíci) v okamžiku první nebo poslední čtvrtiny Měsíce . Poté odhadl, že úhel Měsíc-Země-Slunce byl 87°. S použitím správné geometrie , ale nepřesných pozorovacích dat, Aristarchos dospěl k závěru, že Slunce je o něco méně než 20krát dále než Měsíc. Skutečná hodnota tohoto úhlu se blíží 89° 50' a Slunce je ve skutečnosti asi 390krát dále. Poukázal na to, že Měsíc a Slunce mají téměř stejné zdánlivé úhlové velikosti, a proto jejich průměry musí být úměrné jejich vzdálenosti od Země. Došel tedy k závěru, že Slunce je asi 20krát větší než Měsíc; tento závěr, byť nesprávný, logicky vyplývá z jeho nesprávných údajů. Naznačuje to, že Slunce je jasně větší než Země, což by se dalo považovat za podporu heliocentrického modelu.

Měření časů přechodu Venuše k určení sluneční paralaxy

Přestože Aristarchovy výsledky byly nesprávné kvůli chybám v pozorování, byly založeny na správných geometrických principech paralaxy a staly se základem pro odhady velikosti Sluneční soustavy na téměř 2000 let, dokud nebyl správně pozorován přechod Venuše v roce 1761 a 1769. Tuto metodu navrhl Edmond Halley v roce 1716, i když se výsledků nedožil. Použití přechodů Venuše bylo méně úspěšné, než se očekávalo kvůli efektu černé kapky , ale výsledný odhad, 153 milionů kilometrů, je jen o 2 % nad aktuálně přijímanou hodnotou, 149,6 milionů kilometrů.

Mnohem později byla sluneční soustava „zmenšena“ pomocí paralaxy asteroidů , z nichž některé, jako například Eros , procházejí mnohem blíže k Zemi než Venuše. V příznivé opozici se Eros může přiblížit k Zemi na 22 milionů kilometrů. Během opozice v letech 1900–1901 byl zahájen celosvětový program měření paralaxy Erosu za účelem určení sluneční paralaxy (nebo vzdálenosti od Slunce), přičemž výsledky publikovali v roce 1910 Arthur Hinks z Cambridge a Charles D. Perrine z r. Lick Observatory , University of California . Perrine publikoval zprávy o pokroku v letech 1906 a 1908. Pořídil 965 fotografií pomocí Crossley Reflector a vybral 525 pro měření. Podobný program pak provedl při bližším přiblížení v letech 1930–1931 Harold Spencer Jones . Hodnota Astronomické jednotky (zhruba vzdálenost Země-Slunce) získaná tímto programem byla považována za definitivní až do roku 1968, kdy radarové a dynamické paralaxové metody začaly produkovat přesnější měření.

K určení sluneční paralaxy byly také použity radarové odrazy, a to jak od Venuše (1958), tak od asteroidů, jako je Icarus . Dnes tento starý problém vyřešilo použití telemetrických spojení kosmických lodí . Aktuálně akceptovaná hodnota sluneční paralaxy je 8".794 143.

Paralaxa pohyblivého klastru

Otevřená hvězdokupa Hyády v Býku se rozprostírá na tak velké části oblohy, 20 stupňů, že se zdá, že správné pohyby odvozené z astrometrie se s určitou přesností sbíhají k perspektivnímu bodu severně od Orionu. Kombinace pozorovaného zdánlivého (úhlového) vlastního pohybu v obloukových sekundách s rovněž pozorovaným skutečným (absolutním) vzdalujícím se pohybem, jak je svědkem Dopplerova červeného posuvu hvězdných spektrálních čar, umožňuje odhad vzdálenosti ke hvězdokupě (151 světelných let) a její člen hvězdy v podstatě stejným způsobem jako pomocí roční paralaxy.

Dynamická paralaxa

Dynamická paralaxa se někdy také používá k určení vzdálenosti k supernově, kdy je vidět, jak se čelo optické vlny výronu šíří okolními prachovými mračny zdánlivou úhlovou rychlostí, zatímco její skutečná rychlost šíření je známá jako rychlost světlo .

Derivace

Pro pravoúhlý trojúhelník ,

kde je paralaxa, 1 au (149 600 000 km) je přibližně průměrná vzdálenost od Slunce k Zemi a je to vzdálenost ke hvězdě. Pomocí malých aproximací úhlu (platí, když je úhel malý ve srovnání s 1 radiánem ),

takže paralaxa, měřená v úhlových sekundách, je

Pokud je paralaxa 1", pak je vzdálenost

To definuje parsec , vhodnou jednotku pro měření vzdálenosti pomocí paralaxy . Proto je vzdálenost měřená v parsekech jednoduše , když je paralaxa udávána v úhlových sekundách.

Chyba

Přesná paralaxová měření vzdálenosti mají přidruženou chybu. Tato chyba v naměřeném úhlu paralaxy se nepromítá přímo do chyby vzdálenosti, s výjimkou relativně malých chyb. Důvodem je to, že chyba směrem k menšímu úhlu má za následek větší chybu ve vzdálenosti než chyba směrem k většímu úhlu.

Lze však vypočítat aproximaci chyby vzdálenosti

kde d je vzdálenost a p je paralaxa. Aproximace je mnohem přesnější pro chyby paralaxy, které jsou vzhledem k paralaxe malé, než pro relativně velké chyby. Pro smysluplné výsledky ve hvězdné astronomii nizozemská astronomka Floor van Leeuwenová doporučuje, aby při výpočtu tohoto odhadu chyby nebyla chyba paralaxy větší než 10 % celkové paralaxy.

Časoprostorová paralaxa

Z vylepšených relativistických polohovacích systémů byla vyvinuta časoprostorová paralaxa zobecňující obvyklou představu paralaxy pouze ve vesmíru. Potom lze pole událostí v časoprostoru odvodit přímo bez přechodných modelů ohýbání světla masivními tělesy, jako je například to, které se používá ve formalismu PPN .

Metrologie

Aby se zabránilo chybě paralaxy, je třeba použít správnou mušku.

Měření prováděná sledováním polohy nějaké značky vzhledem k něčemu, co má být měřeno, podléhají chybě paralaxy, pokud je značka v určité vzdálenosti od předmětu měření a není pozorována ze správné polohy. Pokud například měříte vzdálenost mezi dvěma dílky na čáře pomocí pravítka vyznačeného na jeho horním povrchu, tloušťka pravítka oddělí jeho značky od dílků. Při pohledu z polohy, která není přesně kolmá k pravítku, se zdánlivá poloha posune a čtení bude méně přesné, než jaké je pravítko schopné.

K podobné chybě dochází při čtení polohy ukazatele na stupnici v přístroji, jako je analogový multimetr . Aby se uživatel vyhnul tomuto problému, měřítko je někdy vytištěno nad úzkým pruhem zrcadla a oko uživatele je umístěno tak, že ukazatel zakrývá jeho vlastní odraz, což zaručuje, že přímka pohledu uživatele je kolmá k zrcadlu, a tudíž měřítko. Stejný efekt mění rychlost odečítanou na tachometru automobilu řidičem před ním a spolujezdcem na straně, hodnoty odečítané z rastru , který není ve skutečném kontaktu s displejem na osciloskopu atd.

Fotogrammetrie

Dvojice leteckých snímků při pohledu přes stereo prohlížeč nabízejí výrazný stereo efekt krajiny a budov. Zdá se, že vysoké budovy se „převracejí“ ve směru od středu fotografie. Měření této paralaxy se používá k odvození výšky budov za předpokladu, že je známa letová výška a základní vzdálenosti. Toto je klíčová součást procesu fotogrammetrie .

Fotografování

Dálkoměrový fotoaparát Contax III s nastavením makrofotografie . Protože je hledáček na objektivu a v těsné blízkosti objektu, jsou před dálkoměrem nasazeny brýle a pro kompenzaci paralaxy je instalován speciální hledáček.
Panoramatický snímek selhal kvůli paralaxe, protože osa otáčení stativu není stejná jako ohnisko.

Chybu paralaxy lze pozorovat při fotografování mnoha typy fotoaparátů, jako jsou dvouoké zrcadlovky a fotoaparáty obsahující hledáčky (např. dálkoměry ). V takových fotoaparátech oko vidí předmět jinou optikou (hledáčkem nebo druhou čočkou), než je ta, kterou je fotografie pořízena. Vzhledem k tomu, že hledáček se často nachází nad objektivem fotoaparátu, fotografie s chybou paralaxy jsou často o něco níže, než bylo zamýšleno, klasickým příkladem je snímek osoby s oříznutou hlavou. Tento problém je řešen u jednookých zrcadlovek , u kterých hledáček vidí stejnou čočkou, jakou je fotografováno (pomocí pohyblivého zrcátka), čímž se zabrání chybě paralaxy.

Paralaxa je také problémem při spojování obrázků , například u panoramat.

Mířidla na zbraně

Paralaxa ovlivňuje zaměřovací zařízení zbraní na dálku mnoha způsoby. U mířidel namontovaných na ručních palných zbraních a lucích atd. může kolmá vzdálenost mezi zaměřovačem a osou výstřelu zbraně (např. osou vývrtu zbraně) – obecně označovaná jako „ výška mířidla “ – způsobit významné chyby při míření při střelbě na zblízka, zejména při střelbě na malé cíle. Tato chyba paralaxy je kompenzována (v případě potřeby) pomocí výpočtů, které berou také další proměnné, jako je pokles střely , vítr a vzdálenost, ve které se očekává, že bude cíl. Výšku hledí lze s výhodou využít při „zaměřování“ pušek pro použití v terénu. Typická lovecká puška (.222 s teleskopickými mířidly) namířená na 75 m bude stále užitečná od 50 do 200 m (55 až 219 yd) bez nutnosti dalšího seřizování.

Optické mířidla

Jednoduchá animace demonstrující účinky kompenzace paralaxy v teleskopických zaměřovačích, když se oko pohybuje vzhledem k zaměřovači.

V některých optických přístrojích s mřížkou , jako jsou dalekohledy , mikroskopy nebo v dalekohledech (“zaměřovačích”) používaných na ručních palných zbraních a teodolitech , může paralaxa vytvářet problémy, když nitkový kříž není shodný s ohniskovou rovinou cílového obrazu. Je to proto, že když záměrný kříž a cíl nejsou na stejném ohnisku, opticky odpovídající vzdálenosti promítané okulárem jsou také různé a oko uživatele zaznamená rozdíl v paralaxách mezi záměrným křížem a cílem (když se poloha oka změní ) jako relativní posunutí nad sebou. Termín posun paralaxy se týká výsledných zdánlivých „plovoucích“ pohybů nitkového kříže nad cílovým obrazem, když uživatel pohybuje hlavou/okem laterálně (nahoru/dolů nebo vlevo/vpravo) za zaměřovačem, tj. chyba, kdy nitkový kříž nezůstává vyrovnán s optickou osou uživatele .

Některé puškohledy jsou vybaveny mechanismem kompenzace paralaxy, který se v podstatě skládá z pohyblivého optického prvku, který umožňuje optickému systému posouvat ohnisko cílového obrazu na různé vzdálenosti do přesně stejné optické roviny záměrného kříže (nebo naopak). Mnoho teleskopických zaměřovačů nízké úrovně nemusí mít žádnou kompenzaci paralaxy, protože v praxi mohou stále fungovat velmi přijatelně bez eliminace posunu paralaxy, v takovém případě je dalekohled často nastaven pevně na určenou vzdálenost bez paralaxy, která nejlépe vyhovuje jejich zamýšlenému použití. Typické standardní tovární vzdálenosti bez paralaxy pro lovecké dalekohledy jsou 100 yd (nebo 90 m), aby byly vhodné pro lovecké střely, které zřídka přesahují 300 yd/m. Některé soutěžní a vojenské dalekohledy bez kompenzace paralaxy mohou být upraveny tak, aby byly bez paralaxy na vzdálenost až 300 yd/m, aby byly vhodnější pro zaměřování na delší vzdálenosti. Puškohledy pro zbraně s kratším praktickým dostřelem, jako jsou vzduchovky , malorážky , brokovnice a úsťové nakladače , budou mít nastavení paralaxy na kratší vzdálenosti, běžně 50 m (55 yd) pro malorážkové dalekohledy a 100 m (110 yd) pro brokovnice a úsťové nabíječe. Vzduchovkové dalekohledy se velmi často vyskytují s nastavitelnou paralaxou, obvykle ve formě nastavitelného objektivu (nebo zkráceně "AO") a lze je nastavit až na 3 metry (3,3 yd).

Nezvětšovací reflektor nebo "reflexní" mířidla mají schopnost být teoreticky "bez paralaxy". Ale protože tyto zaměřovače využívají paralelní kolimované světlo , platí to pouze tehdy, když je cíl v nekonečnu. V konečných vzdálenostech pohyb oka kolmý k zařízení způsobí pohyb paralaxy v obrazu nitkového kříže v přesném vztahu k poloze oka ve válcovém sloupci světla vytvořeném kolimační optikou. Zaměřovače střelných zbraní, jako jsou některé zaměřovače s červeným bodem , se to snaží napravit tím, že nezaměřují záměrný kříž na nekonečno, ale místo toho na určitou konečnou vzdálenost, navržený cílový rozsah, kde záměrný kříž bude vykazovat velmi malý pohyb kvůli paralaxe. Někteří výrobci na trhu modely zaměřovačů s reflektorem, které nazývají „bez paralaxy“, ale to se týká optického systému, který kompenzuje sférickou aberaci mimo osu , optickou chybu způsobenou sférickým zrcadlem použitým v zaměřovači, která může způsobit odchylku polohy nitkového kříže od zaměřovače. optická osa zraku se změnou polohy oka.

Dělostřelecká střelba

Vzhledem k umístění polních nebo námořních dělostřeleckých děl má každé z nich trochu jinou perspektivu cíle vzhledem k umístění samotného systému řízení palby . Proto, když míří zbraněmi na cíl, musí systém řízení palby kompenzovat paralaxu, aby se zajistilo, že se palba z každé zbraně sblíží k cíli.

Dálkoměry

Teorie paralaxy pro hledání námořních vzdáleností

K nalezení vzdálenosti k cíli lze použít koincidenční dálkoměr nebo paralaxový dálkoměr.

Umění

tam samostatné sloupy, každý nahoře klenutý
zdánlivá kupole
Při pohledu z určitého úhlu se zdá, že křivky tří samostatných sloupů Darwinovy ​​brány tvoří kopuli

Několik sochařských děl Marka Renna si hraje s paralaxou a působí abstraktně, dokud se na ně nepodíváte ze specifického úhlu. Jednou z takových soch je Darwinova brána (na obrázku) v Shrewsbury v Anglii, která se z určitého úhlu jeví jako kupole, podle Historic England , v „podobě saské helmy s normanským oknem... inspirovaná rysy Kostel Panny Marie, který navštěvoval Charles Darwin jako chlapec“.

Jako metafora

Ve filozofickém/geometrickém smyslu: zjevná změna směru objektu způsobená změnou pozorovací polohy, která poskytuje novou linii pohledu. Zjevné posunutí nebo rozdílná poloha objektu při pohledu ze dvou různých stanic nebo úhlů pohledu. Paralaxou současného psaní může být také stejný příběh nebo podobný příběh z přibližně stejné časové linie, z jedné knihy vyprávěný z jiné perspektivy v jiné knize. Slovo a pojetí vystupují prominentně v románu Jamese Joyce z roku 1922, Ulysses . Orson Scott Card také použil termín při odkazu na Enderův stín ve srovnání s Enderovou hrou .

Metafory se dovolává slovinský filozof Slavoj Žižek ve své knize The Parallax View z roku 2006 , přičemž koncept „paralaxního pohledu“ si vypůjčil od japonského filozofa a literárního kritika Kojina Karataniho . Žižek poznamenává,

Filosofický obrat, který je třeba přidat (k paralaxe), samozřejmě spočívá v tom, že pozorovaná vzdálenost není jednoduše subjektivní, protože stejný objekt, který existuje „tam venku“, je viděn ze dvou různých postojů nebo úhlů pohledu. Jde spíše o to, jak by to řekl Hegel , subjekt a objekt jsou inherentně zprostředkovány, takže „ epistemologický “ posun v pohledu subjektu vždy odráží ontologický posun v objektu samotném. Nebo – řečeno v lakanštině – pohled subjektu je vždy – již vepsán do vnímaného objektu samotného, ​​v masce jeho „slepé skvrny“, toho, co je „v objektu více než objekt sám“, bod, ze kterého se objekt sám vrací pohled. Obraz je jistě v mém oku, ale já jsem také v obraze.

—  Slavoj Žižek, Pohled paralaxy

Viz také

Poznámky

Reference

Bibliografie

externí odkazy