Στηναστρονομίαο όρος παράλλαξη αφορά γωνία υπό την οποία προβάλλεται από ένα ουράνιο σώμαη ακτίνα της Γης (ή της γήινης τροχιάς για τους αστέρες). Αρχίζει από το κέντρο της Γης και τελειώνει στο επίγειο σημείο που βρίσκεται ο παρατηρητής.
Παράδειγμα: Έστω Το επίγειος τόπος όπου βρίσκεται ο παρατηρητής καιΗκαιΓτα κέντρα των δίσκων (σφαιρών) τουΗλίουκαι της Γης αντίστοιχα. Τότε η γωνία ΤΗΓ = έστω γωνία ω ονομάζεται παράλλαξη του Ηλίου.
Αν όμως η παρατήρηση γίνει κατά την ανατολή ή τη δύση του Ηλίου, οπότε πλέον η παρατήρηση γίνεται στον ορίζοντα, τότε το τρίγωνο ΓΤΗ είναι ορθογώνιο, αφού η πλευρά ΓΤ (δηλαδή η ακτίνα της Γης, έστω ρ) είναι κάθετη στην πλευρά ΤΗ. Τότε αυτή η παράλλαξη ονομάζεται οριζόντια παράλλαξη του Ηλίου.
Αντίστοιχα μετο παράδειγμα ονομάζεται καιη παράλλαξη του όποιου αστέρα ή άλλου ουράνιου σώματος, που όμως λόγω των πολύ μεγάλων αποστάσεων στη θέση τουΤ λαμβάνεται ως σημείο Γο πλανήτης Γη, στη θέση του Ηλίου (του παραδείγματος) λαμβάνεται ως σημείο Σο παρατηρούμενος αστέρας καιστη θέση Γ λαμβάνεται ως σημείο ΗοΉλιος, οπότε και δημιουργείται το τρίγωνο ΓΣΗ, του οποίου οι πλευρές ΓΣ είναι ηαπόσταση Γης-αστέρα, ΗΣη απόσταση Ηλίου-αστέρα καιΗΓη ακτίνα της γήινης τροχιάς περί τον Ήλιο. Η γωνία ΓΣΗ είναι ηηλιοκεντρική παράλλαξη του αστέρα ή απλώς ηπαράλλαξη του αστέρα.
Άρα η διαδικασία έχει ως εξής:
α) Έστω το σημείο ΗοΉλιοςκαιΓ, Γ1, τα σημεία της Γης επί της τροχιάς της, στην ετήσια περιφορά της γύρω από τον Ήλιο, έστω ακόμη Ατο σημείο του αστέρα που παρατηρούμε στον χώρο. Παρατηρώντας τον αστέρα από το σημείο Γ (θέση της Γης) φαίνεται να προβάλλεται αυτός στο σημείο Σ (στο σχέδιο είναι το κάτω σημείο προβολής του αστέρα στην Ουράνια Σφαίρα).
Όταν ηΓη κινείται (έξι μήνες μετά) στο σημείο Γ1 , ο παρατηρούμενος αστέρας φαίνεται να κινείται και αυτός καινα διαγράφει τόξο ΣΣ1 (στο σχέδιο το πάνω σημείο προβολής του αστέρα στην Ουράνια Σφαίρα).
Έτσι όταν ηΓη εκτελεί την ετήσια κίνησή της (περιστροφή) γύρω από τον Ήλιο ΓΓ1Γο Αστέρας Α φαίνεται να διαγράφει τη τροχιά ΣΣ1Σ επί του Ουράνιου θόλου.
Αυτή η ετήσια φαινομενική τροχιά του αστέρα καλείται παραλλακτική τροχιά του αστέρα Α.
Ευνόητο ότι: οι παραλλακτικές τροχιές των αστέρων αποδεικνύουν ότι ηΓη περιστρέφεται γύρω από τον Ήλιο.
Η ετήσια παράλλαξη ενός αστέρακαιο προσδιορισμός της απόστασης σεπαρσέκ
.
β)Αντο τρίγωνο ΓΗΑ (στο σχέδιο) είναι ορθογώνιο, τότε η γωνία θ, που σχηματίζουν ηΑΓ (απόσταση αστέρος από τηΓη) καιηΑΗ (απόσταση αστέρος από τον Ήλιο), καλείται ετήσια παράλλαξη αστέρος.
Επειδή δεΓΓ1, η διάμετρος της γήινης τροχιάς, είναι κάθετος στηνΗΑ, για αυτό ηΣΣ1 -σημεία προβολών του αστέρα στην Ουράνια Σφαίρα-, διάμετρος της παραλλακτικής τροχιάς του αστέρος Α, θα είναι παράλληλη προς τηΓΓ1. Συνεπώς αν μετρηθεί η γωνία ΣΑΣ1και λάβουμε το ήμισυ αυτής, τότε αυτό θα είναι ίσο προς τη γωνία θ δηλαδή ίσο προς την ετήσια παράλλαξη του αστέρα.
γ). Η παράλλαξη θ είναι πάντοτε πολύ μικρή, μικρότερη καιτου 1΄΄ τόξου. Είναι δε προφανές ότι όσο μακρύτερα της Γης βρίσκεται ένας Αστέρας τόσο μικρότερη θα είναι καιη παράλλαξή του. Επομένως για τους πολύ μακρινούς αστέρες καθίσταται αδύνατον να μετρηθεί, αφού η διάμετρος ΣΣ1 της «παραλλακτικής τροχιάς του αστέρα» περιορίζεται τόσο ώστε να καταντά απλό σημείο. Εκτων παραπάνω λόγων, μόνο 100 περίπου αστέρες παρουσιάζουν αισθητή οπτικά παράλλαξη, ενώ μόλις 6.000, περίπου, είναι το σύνολο εκείνων που μπορεί να διαπιστωθεί η παράλλαξή τους μετη βοήθεια και μόνο πολύ ευαίσθητων φωτογραφικών μετρήσεων.
Η ιδέα τής μέτρησης τής απόστασης των αστέρων μέσω τής παράλλαξης υπήρχε ήδη από τονΑρίσταρχο όπως διασώζει οΑρχιμήδηςστονΨαμμίτη. Καθώς ο Αρίσταρχος δεν κατάφερε νατην μετρήσει υπέθεσε ότι οι αστέρες βρίσκονται σε άπειρη απόσταση συγκριτικά μετην απόσταση Γης-Ηλίου. Η απουσία παράλλαξης υπήρξε από τα βασικά επιχειρήματα των γεωκεντριστών απέναντι στονηλιοκεντρισμό.
Οι παραπάνω προσδιορισμοί τόσο της «οριζόντιας παράλλαξης του Ηλίου» όσο και της «παράλλαξης των αστέρων» υπήρξαν καθοριστικοί γιατον προσδιορισμό τόσο της αστρονομικής μονάδος όσο καιτουπαρσέκ αντίστοιχα εκτός εκείνου του προσδιορισμού των αποστάσεων. Επίσης, η παράλλαξη των αστέρων έπαιξε καθοριστικό ρόλο στην επιστημονική διαμάχη του 17ουκαι 18ου αιώνα σχετικά μετοαντο ηλιακό σύστημα είναι γεωκεντρικό ή ηλιοκεντρικό.[1]Οι πολέμιοι της γεωκεντρικής θεωρίας υποστήριζαν πως, αν όντως ηΓη περιφερόταν γύρω από τον Ήλιο κι όχι το αντίθετο, θα έπρεπε να εμφανίζεται μια ετήσια παράλλαξη στους αστέρες. Η παράλλαξη αυτή είναι πολύ μικρή, λόγω των πολύ μεγάλων αποστάσεων των αστέρων, κι έτσι ημη παρατήρησή της δημιουργούσε σοβαρό πρόβλημα στους υποστηρικτές του ηλιοκεντρισμού. Στις αρχές του 19ου αιώνα όμως, μετην κατασκευή μεγαλύτερων τηλεσκοπίων, ο εντοπισμός της παράλλαξης των άστρων έγινε δυνατός. Μάλιστα, το 1836 οΦρίντριχ Βίλχελμ Μπέσελ κατέστη ο πρώτος πουτην μέτρησε με ακρίβεια γιατο άστρο 61 Κύκνου, μετρώντας έτσι ουσιαστικά καιτην απόστασή του από τηΓη.[2][3] Αυτό ήταν καιτο επίτευγμα που καθιέρωσε οριστικά την ηλιοκεντρική θεωρία γιατο ηλιακό σύστημα.
↑See p.51 in The reception of Copernicus' heliocentric theory: proceedings of a symposium organized by the Nicolas Copernicus Committee of the International Union of the History and Philosophy of Science, Torun, Poland, 1973, ed. Jerzy Dobrzycki, International Union of the History and Philosophy of Science. Nicolas Copernicus Committee; ISBN 90-277-0311-6, ISBN 978-90-277-0311-8
Λεξιλογικός ορισμός 
Πολυμέσα σχετικά