Оптические иллюзии - один из излюбленных ходов дизайнеров и художников. Они помогают привлечь внимание как к оформлению помещения, изображению на картине, так и к содержимому сайта, разнообразить интерфейс на каком-либо устройстве. Сегодня мы расскажем вам об одном таком приеме, который называется эффектом параллакса. Начнем с его определения.

Что такое параллакс?

Параллакс (греч. παραλλάξ - "чередование", "смена чего-либо") - так называется изменение видимого положения предмета в отношении удаленного фона в зависимости от расположения наблюдателя.

Именно на этом явлении основано бинокулярное зрение - способность четко различать одно изображение, смотря при этом двумя глазами. В астрономии и геодезии эффект параллакса применяют для измерения расстояний до далеких объектов.

Понятие в астрономии

Здесь различаются следующие разновидности героя нашего повествования:

• Геоцентрический (суточный) - разница направлений на один и тот же астрономический объект из определенной точки на поверхности нашей планеты (топоцентрический вектор) и из центра ее масс (геоцентрический вектор).
• Годичный - изменения направлений на астрономический объект, связанные с вращением вокруг Солнца нашей Земли.
• Вековой - изменение видимого положения астрономического объекта на небесной сфере из-за комбинации собственных его вращений и движения Солнечной системы в пределах галактики.

В фотографии

Рассмотрим эффект параллакса в фотоискусстве. Здесь также он встречается нескольких типов:

• Параллакс видоискателя - изображение, что видит фотограф в незеркальном оптическом видоискателе, не совпадает с тем, что получится на самой фотографии. Часто это проявляется при съемке близко расположенных предметов.
• Параллакс дальномера - угол, под которым заметен искомый объект во время наводки на резкость (производится с помощью оптического дальномера).
• Бинокулярный (стереоскопический) параллакс - угол, под которым фотографируют предмет стереоскопическим фотоустройством. Схож с бинокулярным зрением.
• Временной параллакс - искажение формы предмета данным эффектом, проявляющимся при съемке фотоаппаратом, имеющим шторный затвор. Заметно при запечатлении чего-то быстро движущегося. Если объект держит путь в сторону щели затвора, то он будет растянут, в ином случае - наоборот.

В веб-дизайне

Здесь эффект параллакса (по-иному - параллакс-скроллинг) - специальный прием, при котором фон в перспективе движется медленнее главного плана. Последним выступает текст, изображение.

Как сделать эффект параллакса? Создается 3D-пространство при помощи нескольких фонов, которые при их прокручивании начинают двигаться с разной скоростью. Смотрится достаточно зрелищно и впечатляюще.

Рассмотрим программы и приложения, в которых можно создать эффект параллакса:

• jQuery - это плагин, который привязывает параллакс-скроллинг к вращению пользователем колесика мышки.
• jParallax - может превратить элементы веб-страницы в абсолютно позиционированные слои, которые будут реагировать на расположение курсора.
• Scrolldeck - удобный плагин, который позволяет добиться такого эффекта.

Особенности в веб-дизайне

Обратим ваше внимание на то, что эффект параллакса не является универсальным украшением для всех сайтов. Первым ресурсом, на котором его можно было лицезреть, был сайт корпорации Nike. И до сих пор он довольно хорош для интернет-магазинов, помогая оживлять показ ассортимента, движение по категориям. Но в разумных пределах - пользователю все же хочется быстрее посмотреть и выбрать что ему нужно, поэтому насыщенность эффектом очень скоро начнет его раздражать.

Спорным будет его использование для деловых, информационных ресурсов. С одной стороны, параллакс позволяет как-то разбить сплошной текст на блоки, с другой, выглядит малость несерьезно. Идеальным будет его применение для детских, развлекательных, познавательных ресурсов, сайтов-биографий, он поможет придать узнаваемость, своеобразность, привлечет внимание.

Недостатки параллакс-скроллинга и пути их устранения

Параллакс - достаточно симпатичный и стильный эффект. Однако он заметно утяжеляет страницу из-за использования javascript/jQuery: им приходится производить ряд сложных вычислений, чтобы контролировать положение каждого пикселя. Это довольно ощутимо затормаживает скорость загрузки сайта. Могут также возникнуть проблемы с кроссплатформенностью и кроссбраузерностью.

Выход будет в том, чтобы особо не перезагружать сайт элементами с эффектом параллакса, достаточно 1-2 на одной странице. Еще один способ - использование CSS3. Он помогает создать очень похожий эффект, который при этом менее ресурсозатратный. Но имеет свои минусы: только с его помощью параллакс-скроллинга достичь невозможно. Кроме того, CSS3 поддерживают не все современные браузеры.

Примеры в веб-дизайне

Понять, что такое эффект параллакса, поможет знакомство с некоторыми его воплощениями в веб-дизайне:

• Портфолио из фотографий, реагирующее на движения мышкой.
• Эффект свитка - чтобы открыть объявление, статью, нужно потянуть за стрелочку на изображении.
• При прокрутке списка фон движется медленнее текста.
• Какие-то объекты (облака, игрушки, фигурки, предметы одежды) движутся по странице.
• Реагируя на ваши движения мышкой, раздвигаются слои фона.
• Одна часть страницы сайта чувствительна к расположению курсора, а вторая - неподвижна.
• Двигая мышкой, вы можете запустить в космос ракету, в путь машину, человечка и т.д. Достигается эффект тем, что фон движется медленно, а основной объект - быстро.

В интерфейсе различных ОС тоже применяется такая иллюзия. В частности для iOS 7 эффект параллакса уже был характерен.

Таким образом, объект нашего рассказа актуален во многих областях. В последнее время он прочно обосновался в веб-дизайне, что, однако, не гарантирует его универсальной прелести для всех сайтов.

Паралла́кс в астрономии (параллактическое смещение) - видимое изменение положения небесного светила вследствие перемещения наблюдателя; различают параллакс, обусловленный вращением Земли (суточный параллакс), обращением Земли вокруг Солнца (годичный параллакс), движением Солнечной системы в Галактике (вековой параллакс). По параллаксу небесных светил методами тригонометрии определяют расстояния до этих светил.

Суточный параллакс определяют как угол с вершиной в центре небесного светила и со сторонами, направленными к центру Земли и к точке наблюдения на земной поверхности. Величина суточного параллакса зависит от зенитного расстояния светила и меняется с суточным периодом. Параллакс светила, находящегося на горизонте места наблюдения, называется горизонтальным параллаксом, а если при этом место наблюдения лежит на экваторе, - горизонтальным экваториальным параллаксом, постоянным для светил, находящихся на неизменном расстоянии от Земли. В значениях горизонтального экваториального параллакса выражают расстояния до небесных тел в пределах Солнечной системы (Солнца, Луны). Для среднего расстояния Солнца принята величина 8, 79", для среднего расстояния Луны 57"2, 6". На положение звезд вследствие их большой удаленности суточный параллакс практически не влияет.

Годичный параллакс- малый угол (при светиле) в прямоугольном треугольнике, в котором гипотенуза есть расстояние от Солнца до звезды, а малый катет - большая полуось земной орбиты. Годичные параллаксы служат для определения расстояний до звезд; эти параллаксы вследствие их малости могут считаться обратно пропорциональными расстояниям до звезд (параллаксу 1" соответствует расстояние в 1 парсек). Параллакс ближайшей звезды - Проксимы Центавра составляет 0, 76". Параллаксы, определенные путем непосредственных измерений видимых смещений звезд на фоне значительно более удаленных звезд, называются тригонометрическими. Тригонометрические параллаксы вследствие их малости возможно измерить лишь для ближайших звезд. Сопоставление параллаксов с абсолютными звездными величинами и особенностями спектров этих звезд позволило выявить зависимости, используемые для оценки расстояний до других, более удаленных звезд, для которых определить тригонометрический параллакс невозможно. Параллакс выявленный таким путем, называется спектральным параллаксом.

Вековой параллакс - угловое смещение звезды за год, обусловленное движением Солнечной системы и отнесенное к направлению, перпендикулярному этому движению. В отличие от суточного и годичного параллаксов, связанных с периодическими смещениями звезд на небесной сфере, вековой параллакс определяется по параллактическому смещению, непрерывно возрастающему с течением времени. Вследствие собственных движений звезд вековые параллаксы определяются только статистически по отношению к достаточно большой группе звезд. При этом предполагается, что пекулярные движения звезд в этой группе в среднем равны нулю. Вековые параллаксы используются в звездной астрономии, так как с их помощью можно оценивать расстояния, значительно большие, чем те, которые получают при измерениях годичных параллаксов. Соответствующие им расстояния верны лишь в среднем для всей охваченной измерениями группы звезд, для индивидуальных звезд они могут значительно отличаться от действительных.

Вы едете в поезде и смотрите в окно... Мелькают столбы, стоящие вдоль рельсов. Медленнее убегают назад постройки, расположенные в нескольких десятках метров от железнодорожного полотна. И уже совсем медленно, нехотя отстают от поезда домики, рощи, которые вы видите вдали, где-то у горизонта...

Почему это так происходит? На этот вопрос дает ответ рис. 1. В то время как направление на телеграфный столб при перемещении наблюдателя из первого положения во второе изменяется на большой угол направление на удаленное дерево изменится на значительно меньший угол . Скорость изменения направления на предмет при движении наблюдателя тем меньше, чем дальше от наблюдателя находится предмет. А из этого следует, что величиной углового смещения предмета, которое называют параллактическим смещением или просто параллаксом, можно характеризовать расстояние до предмета, что широко используется в астрономии.

Разумеется, обнаружить параллактическое смещение звезды, двигаясь по земной поверхности, нельзя: звезды слишком далеки, и параллаксы при таких перемещениях находятся далеко за пределами возможности их измерения. Но если попытаться измерить параллактические смещения звезд при перемещении Земли из одной точки орбиты в противоположную (т. е. повторить наблюдения с интервалом в полгода, рис. 2), то вполне можно рассчитывать на успех. Во всяком случае таким путем измерены параллаксы нескольких тысяч ближайших к нам звезд.

Параллактические смещения, измеренные с использованием годичного движения Земли по орбите, называют годичными параллаксами. Годичный параллакс звезды - это угол (л), на который изменится направление на звезду, если воображаемый наблюдатель переместится из центра Солнечной системы на земную орбиту (точнее - на среднее расстояние Земли от Солнца) в направлении, перпендикулярном направлению на звезду. Легко понять из рис. 2, что годичный параллакс можно определить и как угол, под которым со звезды видна большая полуось земной орбиты, расположенная перпендикулярно лучу зрения.

С годичным параллаксом связана и основная единица длины, принятая в астрономии для измерения расстояний между звездами и галактиками, - парсек (см. Единицы расстояний). Параллаксы некоторых ближайших звезд приведены в таблице.

Для более близких небесных тел - Солнца, Луны, планет, комет и других тел Солнечной системы - параллактическое смещение можно обнаружить и при перемещении наблюдателя в пространстве вследствие суточного вращения Земли (рис. 3). В этом случае параллакс вычисляют для воображаемого наблюдателя, перемещаемого из центра Земли в точку экватора, в которой светило находится на горизонте. Для определения расстояния до светила вычисляют угол, под которым виден со светила экваториальный радиус Земли, перпендикулярный лучу зрения. Такой параллакс называют суточным горизонтальным экваториальным параллаксом или просто суточным параллаксом. Суточный параллакс Солнца на среднем расстоянии от Земли равен ; средний суточный параллакс Луны равен , или .

Как уже говорилось, годичные параллаксы непосредственным измерением параллактического смещения (так называемые тригонометрические параллаксы) можно определить только у ближайших звезд, расположенных не далее нескольких сотен парсек.

Однако изучение звезд, для которых тригонометрические параллаксы были измерены, позволило обнаружить статистическую зависимость между видом спектра звезды (ее спектральным классом) и абсолютной звездной величиной (см. «Спектр - светимость» диаграмма). Распространив эту зависимость также и на звезды, для которых тригонометрический параллакс неизвестен, получили возможность по виду спектра оценивать абсолютные звездные величины звезд, а затем, сравнивая их с видимыми звездными величинами, астрономы стали оценивать и расстояния до звезд (параллаксы). Параллаксы, определенные таким методом, называются спектральными параллаксами (см. Спектральная классификация звезд).

Существует еще один метод определения расстояний (и параллаксов) до звезд, а также звездных скоплений и галактик - по переменным звездам типа цефеид (этот метод описан в статье Цефеиды); такие параллаксы иногда называют цефеидными параллаксами.

Координаты небесных тел, определенные из наблюдений на поверхности Земли, называются топоцентрическими. Топоцентрические координаты одного и того же светила в один и тот же момент, вообще говоря, различны для различных точек на поверхности Земли. Различие это заметно лишь для тел Солнечной системы и практически не ощутимо для звезд (меньше 0",00004). Из множества направлений, по которым светило видно из разных точек Земли, основным считается направление из центра Земли. Оно дает геоцентрическое положение светила и определяет его геоцентрические координаты. Угол между направлениями, по которым светило М" было бы видно из центра Земли и из какой-нибудь точки на ее поверхности, называется суточным параллаксом светила (рис. 20). Иными словами, суточный параллакс есть угол ", под которым со светила был бы виден радиус Земли в месте наблюдения.

Для светила, находящегося в момент наблюдения в зените, суточный параллакс равен нулю. Если светило М наблюдается на горизонте, то суточный параллакс его принимает максимальное значение и называется горизонтальным параллаксом .

Из соотношения между сторонами и углами треугольников ТОМ" и ТОМ (рис. 20) имеем

Отсюда получаем

sin " = sin sin ".

Горизонтальный параллакс у всех тел Солнечной системы - величина небольшая (у Луны в среднем = 57", у Солнца= 8",79, у планет меньше 1’).

Поэтому синусы углов и" в последней формуле можно заменить самими углами и написать

" =sin z". (1.40)

Вследствие суточного параллакса светило кажется нам ниже над горизонтом, чем это было бы, если бы наблюдение проводилось из центра Земли; при этом влияние параллакса на высоту светила пропорционально синусу зенитного расстояния, а максимальное его значение равно горизонтальному параллаксу .

Так как Земля имеет форму сфероида, то во избежание разногласий в определении горизонтальных параллаксов необходимо вычислять их значения для определенного радиуса Земли. За такой радиус принят экваториальный радиус Земли R 0 = 6378 км, а горизонтальные параллаксы, вычисленные для него, называются горизонтальными экваториальными параллаксами 0 . Именно эти параллаксы тел Солнечной системы приводятся во всех справочных пособиях.

4.5. Вычисление моментов времени и азимутов восхода и захода светил

Часовой угол светила определяется из первой формулы (1.37), а именно:

(1.41)

Если какая-нибудь точка небесного свода восходит или заходит, то она находится на горизонте и, следовательно, ее видимое зенитное расстояние z" = 90°. Ее истинное зенитное расстояние z в этот момент вследствие рефракции будет больше видимого на величину = 35". Суточный параллакс понижает светило над горизонтом, т. е. увеличивает видимое зенитное расстояние z" на величину горизонтального параллакса. Следовательно, истинное зенитное расстояние точки в момент ее восхода или захода

z = z" +90 -= 90° +90 -.

Кроме того, для Солнца и Луны, имеющих заметные размеры, координаты относятся к центру их видимого диска, а восходом (или заходом) этих светил считается момент появления (пли исчезновения) на горизонте верхней точки края диска. Следовательно, истинное зенитное расстояние центра диска этих светил в момент восхода или захода будет больше зенитного расстояния верхней точки края диска на величину видимого углового радиуса R диска. (У Солнца и Луны их видимые угловые радиусы приблизительно одинаковы и в среднем равны 16’.)

Таким образом, при вычислении часового угла светила в момент его восхода и захода в формуле (1.41), в самом общем случае, z = 90°+90-+R, и она напишется тогда в следующем виде:

По формуле (1.42) часовые углы восхода и захода вычисляются только для Луны. В этом случае R R = 16’, р R = 57’ и 90 = 35". и формула (1.42) принимает вид

При вычислении часовых углов восхода и захода Солнца его горизонтальным параллаксом можно пренебречь, и при R ¤ = 16" и 90 = 35" формула (1.42) принимает вид

(1.43)

Для звезд и планет можно пренебречь также и их видимыми радиусами и вычислять часовые углы восхода и захода по формуле

Наконец, если пренебречь и рефракцией, то часовой угол восхода и захода вычисляется по формуле

cost= -tg tg. (1.44)

Каждое из приведенных уравнений дает два значения часового угла: t 1 = t и t 2 = - t. Положительное значение соответствует заходу, отрицательное - восходу светила. Местное звездное время восхода и захода, согласно формуле (1.15), получается таким:

s восх = - t.

s зах = +t.

Затем можно вычислить моменты восхода и захода светила по местному среднему солнечному времени и по декретному времени.

Если вычисляется восход и заход Солнца, то нет необходимости вычислять звездное время явлений, так как, увеличив часовые углы t 1 и t 2 на 12h, мы сразу получаем моменты по местному истинному солнечному времени Т ¤ = t ¤ + 12h. Тогда местное среднее время

T восх = 12h - t ¤ + h,

Т зах = 12h + t ¤ + h,

где h - уравнение времени, которое берется, так же как иСолнца, из Астрономического Ежегодника.

Азимуты точек восхода и захода светил (без учета рефракции, параллакса и углового радиуса) получим, если в первой формуле (1.36) положим z = 90°; тогда cos z = 0, sin z =1 и

(1.45)

По формуле (1.45) получаем два значения азимута: А 1 = A и A 2 = 360° - A. Первое значение является азимутом точки захода, второе - азимутом точки восхода светила.

Представим теперь формулы (1.45) и (1.44) в виде

Так как косинус не может быть больше 1, то из этих формул следует, что восход и заход светила возможны только при условии

| | < (90° - | |)

Метод параллакса.

Вследствие годичного движения Земли по орбите близкие звезды немного перемещаются относительно далеких «неподвижных» звезд. За год такая звезда описывает на небесной сфере малый эллипс, размеры которого тем меньше, чем звезда дальше. В угловой мере большая полуось этого эллипса приблизительно равна величине максимального угла, под каким со звезды видна 1 а. е. (большая полуось земной орбиты), перпендикулярная направлению на звезду. Этот угол (), называемый годичным или тригонометрическим параллаксом звезды, равный половине ее видимого смещения за год, служит для измерения расстояния до нее на основе тригонометрических соотношений между сторонами и углами треугольника ЗСА, в котором известен угол и базис - большая полуось земной орбиты (см. рис. 1).

Расстояние r до звезды, определяемое по величине ее тригонометрического параллакса, равно:

r = 206265/ (а. е.),

где параллакс выражен в угловых секундах.

Рисунок 1. Определение расстояния до звезды методом параллакса (А - звезда, З - Земля, С - Солнце).

Для удобства определения расстояний до звезд с помощью параллаксов в астрономии применяют специальную единицу длины - парсек (пс). Звезда, находящаяся на расстоянии 1 пс, имеет параллакс, равный 1. Согласно вышеназванной формуле, 1 пс = 206265 а. е. = 3,086·10 18 см.

Наряду с парсеком применяется еще одна специальная единица расстояний - световой год (т. е. расстояние, которое свет проходит за 1 год), он равен 0,307 пс, или 9,46·10 17 см.

Ближайшая к Солнечной системе звезда - красный карлик 12-й звездной величины Проксима Центавра - имеет параллакс 0,762, т. е. расстояние до нее равно 1,31 пс (4,3 световых года).

Нижний предел измерения тригонометрических параллаксов ~0,01, поэтому с их помощью можно измерять расстояния, не превышающие 100 пс с относительной погрешностью 50%. (При расстояниях до 20 пс относительная погрешность не превышает 10%.) Этим методом до настоящего времени определены расстояния до около 6000 звезд. Расстояния до более далеких звезд в астрономии определяют в основном фотометрическим методом.

Таблица 1. Двадцать ближайших звезд.