تزيح

التزيّح:اختلاف المنظر المرئي باختلاف مكان الرؤية

يبدوالتزيّح واضحا هنا بين مسقط الشمس من المصباح في الصورة الحقيقية وبين مسقط الشمس من المصباح في الصورة المنعكسة على سطح لماء حيث تعلوالمصباح في الصورة الأولى بينما تتوارى خلفه في الصورة المنعكسة

التزيّح أوالتخاطل (اختلاف المنظر) (بالإنجليزية: Parallax)‏ هوتغير ظاهري في مسقط الشيء المنظور وبخاصة الجرم السماوي بسبب اختلاف مكان الرؤية . فمثلا تدور الأرض حول الشمس مرة جميع عام ويختلف مسقطها مثلا في الشتاء عن مسقطها في الصيف ، والمسافة بين المسقطين تساوي تقريبا 300 مليون كيلومتر . فأذا رصدنا نجما خلال الصيف ، ثم عدنا ورصدناه خلال الشتاء وجدنا حتى مسقطه قد تغير ، وهذا هو"التزيح" ، ويقاس التزيح بالزاوية بين شعاعي الرؤية من المسقطين . يمكن فهم تلك الإزاحة بتجربة بسيطة : نمد يدنا إلى الأمام نحمل أحد أصابعنا . ننظر الآن إلى إصبعنا بالعين اليسرى فنرى طرف إصبعنا منطبقا على صورة مثلا على الحائط . ثم نغمض عيننا اليسرى ونشاهد إصبعنا بالعين اليمنى . فنجد حتى إصبعنا يؤشر على مسقط آخر على الحائط ، أي يظهر لنا وكأن الصورة قد انزاحت عن مكانها ، وهذا هو"التزيح".

يستغل التزيح في تعيين بعد نجوم عنا وهذا ما يسمى التزيح النجمي .

في الرسوميات الحاسوبية

في الكثير من تطبيقات الرسوميات الحاسوبية البدائية، وخاصة في ألعاب الصوت والصورة، كان المنظر ينشأ من عدة طبقات مستقلة حيث تعرض هذه المناظر بسرعات مختلفة عند تحريك اللاعب للفأرة. بعض الأجهزة كانت تدعم مثل هذه الطبقات مثل جهاز سوبر نينتندوإنترتينمنت سيستم، وهذا يظهر بعض الطبقات أبعد من غيرها وكان هذا مفيداً بشكل كبير لإعطاء الإيحاء بالعمق في المشهد، ولكن كانت فقط تعمل عند تحريك اللاعب للمنظر. حالياً، تعتمد كثير من الأجهزة مبادئ أكثر تقدماً في الأجسام الحاسوبية ثلاثية الأبعاد، إلا حتى بعض الألعاب المحمولة ما زالت تعتمد تقنية التزيح.

في الفلك

تزيح نجمي : نقطتان للمشاهدة (أسفل أزرق) من على الأرض (مرة في الشتاء ومرة في الصيف حيث تدور الأرض حول الشمس) . في الوسط نجم قريب . والنجم المرغوب تعيين بعده (أعلى الشكل).

توضيح قياس التزيح من نقطتين مختلفتين للمشاهدة.

يمكن استعمال ظاهرة التزيح لحساب المسافة بين الأرض وبين النجوم القريبة من الشمس باستخدام ظاهرة التزيح النجمي. وذلك بقياس التغير (التزيح) الظاهري لمواقع النجوم أثناء حركة الأرض في مدارها فيما يعهد بـالتزيح السنوي، بما يكفي لإظهار تزيح (Parallax) يمكن قياسه ( يقل التزيح بزيادة المسافة بيننا وبين النجم المجهول بعده عنا . أي تنفع طريقة قياس التزيح في تعيين بعد النجوم إذا كان التزيح ملموسا ، ويقل التزيح حتى يقرب من الصفر عندماقد يكون بعد النجم عنا نحو، وهذه حدود تعيين المسافة بيننا وبين النجوم بكيفية التزيح النجمي . في تلك الحالات التي لا يظهر للنجم تزيح نستخدم طرقا أخرى مثل انزياح نحوالأحمر.)

للقياس بكيفية التزيح يقاس التزيح النجمي من الأرض من نقطة معينة ولتكن في شهر مارس مثلا ، ثم يقاس تزيح النجم بعدستة أشهر (أي في سبتمبر ) . فتكون المسافة بين مسقطنا الأول ومسقطنا الثاني مساوية لقطر مدار الأرض حول الشمس أي نحو300 مليون كيلومتر نظرا لأن بعد الشمس عنا يساوي 150 مليون كيلومتر . وبفهم قيمة التزيح بوحدة ثانية قوسية وقطر فلك الأرض حول الشمس بوحدة فرسخ فلكي يمكننا حساب المسافة بيننا وبين النجم المرغوب قياس بعده عنا .

يعهد الفرسخ الفلكي (26و3 سنة ضوئية ) بأنه المسافة التي تعادل "تزيح سنوي " مقداره 1 ثانية قوسية :

ويمكن حساب المسافة d بيننا وبين النجم البعيد عن طريق الصيغة التالية:

${\displaystyle d=1/p$

حيث :

d تحسب بالفرسخ الفلكي

ووحدة زاوية التزيح p تحسب بالثانية القوسية

نقطتان للمشاهدة بغرض تعيين الزاوية p : مشاهدة في الربيع مثلا (في الشكل،الأرض يمينا بالنسبة للشمس) والنقطة الثانية للمشاهدة في الخريف (في الشكل ، الأرض يسارا من الشمس) (المسافة بين تلك النقطتين تساوي 2 فرسخ فلكي.).

مثال:

المسافة بيننا وبين قنطور الأقرب تبلغ طبقا للمعادلة 1/0.7687=1.3009 فرسخ نجمي (4.243 ly)

أي 234و4 سنة ضوئية

وكانت طريقة قياس تزيح لنجوم هي أول طريقة استخدمت لتعيين بعد النجوم (القريبة) عنا . وكان أول نجم يتبع معه هذه الطريقة قام بها "فريدريش بيسيل " في عام 1838 لقياس بعد الدجاجة 61 (61 Cygni) مستخدما منظارا للشمس . . ولا تزال كيفية التزيح النجمي هي الطريقة العيارية لمعايرة الطرق الأخرى المتبعة لتقدير بعد النجوم عنا .