Spostamento angolare apparente di un oggetto, quando viene osservato da due
punti di vista differenti. La distanza fra questi due luoghi di osservazione si
chiama
base. • Metrol. -
Errore di p.: errore casuale che si
commette quando si legge una misura indicata dall'indice di uno strumento
analogico su una scala graduata. È provocato dal fatto che, poiché
l'indice non è posto sullo stesso piano su cui è disegnata la
scala, esso, durante la lettura, è proiettato in punti diversi da questa,
a seconda della direzione di osservazione. L'errore di
p. si elimina
disponendo sulla scala una striscia speculare, la quale dà l'immagine
riflessa dell'indice. Quando l'indice e la sua immagine si vedono coincidere, la
lettura è esente da errore di
p. • Fotogr. - L'
errore di
p. del mirino è la sfasatura tra l'immagine dell'oggetto inquadrato e
quella registrata dall'obiettivo, quando l'oggetto è a distanza
ravvicinata. Molte macchine fotografiche sono dotate della correzione automatica
della
p. • Astron. -
P. diurna: l'angolo sotto cui da un
astro si vede il semidiametro della Terra. ║
P. annua: l'angolo
sotto cui da un astro si vede il semiasse maggiore dell'orbita della Terra.
L'angolo di
p. non raggiunge per nessuna stella il valore di 1"; ossia
tutte distano dall'osservatore più di 200.000 volte il raggio dell'orbita
terrestre. I principali metodi per determinare le
p. stellari sono i
seguenti: 1)
Metodo trigonometrico: si sceglie la base e si misurano gli
angoli che le visuali condotte per i punti estremi della base racchiudono con
essa; poi si risolve il triangolo. 2)
Metodo spettroscopico: sfrutta il
fatto che l'analisi dello spettro stellare permette di riconoscere la classe di
luminosità di una stella, cioè la sua magnitudine assoluta, dalla
quale, per confronto con la magnitudine apparente, si ha la distanza. 3)
Metodo dinamico: si applica soltanto alle stelle doppie, di cui si
ammette che ciascuna componente abbia una massa paragonabile, anzi uguale, a
quella del Sole. Allora l'espressione della
p. diventa una funzione del
solo semiasse maggiore e del periodo di rivoluzione. Poiché la massa
delle stelle è compresa tra limiti abbastanza ristretti, che vanno da 0,
1 a 10 volte la massa del Sole, il metodo dà risultati meno precisi dei
precedenti ed essi hanno valore prevalentemente statistico. 4)
Metodo dei
moti propri: facendo la media dei moti propri di un certo numero di stelle,
si può ritenere che il valore ottenuto non è altro che la
componente del moto proprio, comune a tutte le stelle del gruppo considerato,
dovuta al moto di traslazione del nostro sistema solare. La media dei moti
propri, tenuto conto della posizione del gruppo di stelle sulla sfera celeste,
fornisce la
p. secolare e da questa si ricava la
p. annua. ║
P. secolare: lo spostamento angolare che il moto di traslazione del Sole
causerebbe a una stella in un anno se questa si trovasse, pur conservando la
stessa distanza, a 90° dall'apice. Data la posizione della stella sulla
sfera celeste, lo spostamento angolare osservato si trasforma facilmente nella
p. secolare con una semplice formula trigonometrica. ║
P.
solare: l'angolo sotto cui dal Sole si vede il raggio (perpendicolare alla
visuale) del globo terrestre; equivale alla distanza del Sole dalla Terra,
perché conoscendo l'angolo α, e il raggio del globo terrestre R si
ha la distanza D = R/α.