Методы измерения расстояний в астрономии реферат
Обновлено: 05.07.2024
Функция "чтения" служит для ознакомления с работой. Разметка, таблицы и картинки документа могут отображаться неверно или не в полном объёме!
Вступление. 3
Определение расстояний до космических объектов. 3
Определение расстояний до планет. 4
Определение расстояний до ближайших звезд. 4
Метод параллакса. 4
Фотометрический метод определения расстояний. 6
Определение расстояния по относительным скоростям. 7
Список литературы. 9
В 1838 году три астронома (в разных частях света) успешно измерили расстояния до некоторых звезд. Фридрих Вильгельм Бессель в Германии определил расстояние до звезды Лебедь 61. Выдающийся русский астроном Василий Струве установил расстояние до звезды Веги. На мысе Доброй Надежды в Южной Африке Томас Гендерсон измерил расстояние до ближайшей к Солнцу звезды – альфа Центавра. Во всех названных случаях астрономы измеряли невообразимо малое угловое расстояние, чтобы определить так называемый параллакс. Их успех был обусловлен тем, что звезды, до которых они измеряли расстояния, находились относительно близко к Земле.
Определение расстояний до космических объектов.
В астрономии нет единого универсального способа определения расстояний. По мере перехода от близких небесных тел к более далеким одни методы определения расстояний сменяют другие, служащие, как правило, основой для последующих. Точность оценки расстояний ограничивается либо точностью самого грубого из методов, либо точностью измерения астрономической единицы длины (а. е.), величина которой по радиолокационным измерениям известна со среднеквадратичной погрешностью 0,9 км. и равна 149597867,9 0,9 км. С учетом различных изменений а. е. Международный астрономический союз принял в 1976 году значение 1 а. е. = 149597870 2 км.
Определение расстояний до планет.
Среднее расстояние r планеты от Солнца (в долях а. е.) находят по периоду ее обращения Т:
где r выражено в а. е., а Т – в земных годах. Массой планеты m по сравнению с массой солнца mc можно пренебречь. Формула следует из
Вопрос о том, что представляет собой Космос, окружающий Землю, нельзя было решить раньше, чем были определены расстояния до небесных тел. И это уточнение масштабов мира продолжалось почти 2500 лет. Какими только единицами не измерялись эти расстояния, начиная от греческих стадий и кончая сегодняшними мегапарсеками!
Оставим эволюцию методов измерения расстояния до небесных тел и рассмотрим основные методы, с помощью которых мы сейчас определяем геометрические размеры Космоса и расстояния до небесных тел.
Содержание работы
Файлы: 1 файл
Реферат по астрономиии.docx
Министерство образования Республики Беларусь
Учреждение образования Лицей №1
Определение размеров небесных тел и расстояний до них
Букатко Анастасия Валерьяновна
Глава 1. Определение размеров небесных тел--------------------------- ------------- 5
Глава 2. Определение расстояний до небесных тел--------------------------- -------7
Вопрос о том, что представляет собой Космос, окружающий Землю, нельзя было решить раньше, чем были определены расстояния до небесных тел. И это уточнение масштабов мира продолжалось почти 2500 лет. Какими только единицами не измерялись эти расстояния, начиная от греческих стадий и кончая сегодняшними мегапарсеками! Оставим эволюцию методов измерения расстояния до небесных тел и рассмотрим основные методы, с помощью которых мы сейчас определяем геометрические размеры Космоса и расстояния до небесных тел.
В 1838 году три астронома (в разных частях света) успешно измерили расстояния до некоторых звезд. Фридрих Вильгельм Бессель в Германии определил расстояние до звезды Лебедь 61. Выдающийся русский астроном Василий Струве установил расстояние до звезды Веги. На мысе Доброй Надежды в Южной Африке Томас Гендерсон измерил расстояние до ближайшей к Солнцу звезды – альфа Центавра. Их успех был обусловлен тем, что звезды, до которых они измеряли расстояния, находились относительно близко к Земле.
Основным методом измерения расстояния до небесных тел является метод параллактического смещения или тригонометрического параллакса, когда измеряется угол, под которым наблюдается небесное тело, до которого определяется расстояние, с различных точек наблюдения. Расстояние между точками, из которых наблюдается небесное тело, называют базисом. Зная величину базиса и угла наблюдения, по формулам тригонометрии можно определить расстояние до небесного тела. Угол, под которым виден базис с небесного тела, до которого определяется расстояние, называется параллаксом. При данном расстоянии до небесного тела параллакс тем больше, чем больше базис.
Среднее расстояние всех планет от Солнца в астрономических единицах можно вычислить, используя третий закон Кеплера. Определив среднее расстояние Земли от Солнца (то есть значение 1 а.) В километрах, можно найти в этих единицах расстояния ко всем планетам Солнечной системы.
С 40-х годов нашего века радиотехника дала возможность определять расстояния до небесных тел с помощью радиолокации. Советские и американские ученые уточнили с помощью радиолокации расстояния к Меркурию, Венеры, Марса и Юпитера.
Определение размеров небесных тел
Угол, под которым с Земли виден диск светила, называется его угловым диаметром. Угловые диаметры некоторых небесных тел (Солнца, Луны, планет) можно определить непосредственно из наблюдений.
Если известен угловой диаметр (или радиус) светила и его расстояние от Земли, то легко вычислить его истинный диаметр (или радиус) в линейных мерах. Действительно, если ( 44) r - угловой радиус светила М, D – расстояние между центрами светила и Земли, р0 - горизонтальный экваториальный параллакс светила, а R0 и r - линейные радиусы Земли Т и светила М, то r = D sin r, a R0 = D sin p0 , откуда или, по малости углов r и p0 .
Форму небесных тел можно определить, измеряя различные диаметры их дисков. Если тело сплющенное, то один из его диаметров окажется больше, а один - меньше всех других диаметров. Измерения диаметров планет показали, что помимо Земли сплющенную форму имеют Марс, Юпитер, Сатурн, Уран и Нептун.
Линейные размеры и форма небесных тел, угловые размеры которых непосредственно измерить нельзя (например, малые планеты и звезды), определяются специальными методами.
На фотоснимках, сделанных из космоса, Земля имеет вид шара, освещенной Солнцем, и показывает такие же фазы, как Луна.
Точный ответ о форме и размере Земли дают градусные измерения, то есть измерение в километрах длины дуги 1 ° в разных местах на поверхности Земли. Этот способ еще в III в. до н. н.э. применял греческий ученый Эратосфен. Теперь этот способ применяют в геодезии – науке о форме Земли и о измерения на Земле с учетом ее кривизны.
На ровной местности выбирают два пункта, лежащие на одном меридиане, и определяют длину дуги между ними в градусах и километрах. Затем вычисляют, скольким километрам отвечает длина дуги 1 °. Понятно, что длина дуги меридиана между избранными точками в градусах равняется разнице географических широт этих точек: Dj = j1 – j2. Если длина этой дуги, измеренная в километрах, равна l, то при шарообразности Земли 1 ° дуги отвечать длина в километрах: Тогда длина окружности земного меридиана и, выраженная в километрах, равна L = 360 ° п. Поделив ее на 2p, достанем радиус Земли.
Одну из наибольших дуг меридиана от Северного Ледовитого океана до Черного моря было измерено в России и Скандинавии в середине XIX в. под руководством В. Я. Струве (1793-1864), директора Пулковской обсерватории. Большие геодезические измерения в нашей стране проведено после Великой Октябрьской социалистической революции.
Градусные измерения показали, что длина 1 ° дуги меридиана в километрах в полярной области наибольшая (111,7 км), а на экваторе – наименьшая (110,6 км). Итак, на экваторе кривизна поверхности Земли больше, чем у полюсов, а это свидетельствует о том, что Земля не является шаром. Экваториальный радиус Земли больше полярного на 21,4 км. Поэтому Земля (как и другие планеты) в результате вращения сжата у полюсов.
Пуля, равновеликая нашей планете, имеет радиус 6370 км. Это значение принято считать радиусом Земли.
Определение расстояний до небесных тел
Расстояние до небесных светил астрономы определяют подобно тому, как артиллеристы определяют расстояние до цели. Конечно, расстояние до цели, как и любые расстояния на Земле, ничтожно по сравнению с удаленностью небесных светил, и астрономы пользуются иными приборами, чем артиллеристы, но суть дела одна и та же.
Предмет, расстояние до которого надо определить, рассматривают одновременно с двух мест, откуда он виден по разным направлениям. Если два человека, стоящие на расстоянии 10 м друг от друга, будут целиться из ружей в один и тот же предмет, удаленный от них на 100 м, то их ружья не будут параллельны друг другу, как параллельны друг другу рельсы железных дорог. Ружья обоих стрелков образуют между собой угол, который будет тем меньше, чем дальше от стрелков находится цель.
Небесные светила находятся очень далеко от Земли. Чтобы заметить различие в направлениях, по которым видно светило, ученые должны находиться на расстоянии многих тысяч километров друг от друга, иначе угол между направлениями будет так мал, что его невозможно измерить. Например, делают так: один астроном наблюдает светило на севере Европы, а другой в то же время наблюдает его в Южной Африке.
Производя наблюдения с двух отдаленных точек земного шара, астрономы определили расстояние до наиболее близких к нам небесных светил: Луны, Солнца и планет.
Но даже при самых тщательных попытках таким способом нельзя определить расстояние до звезд, так как диаметр земного шара слишком мал по сравнению с расстояниями до ближайших звезд, и, наблюдая с противоположных концов его, нельзя заметить различие в направлениях на звезды. Следовательно, надо было наблюдать звезду с концов такой прямой линии, которая по длине превышает диаметр земного шара в 28600 тыс. раз.
Где же астрономы могли взять такую прямую линию, которая на земном шаре никак не уместится? Оказывается, такая линия в природе есть — это диаметр земной орбиты. Чтобы проехать вдоль диаметра земной орбиты, который равняется 300 млн. км, на курьерском поезде, идущем со скоростью 100 км/час, пришлось бы затратить более 340 лет!
Но этого не нужно делать. За полгода сам земной шар переносит нас на другую сторону от Солнца, на противоположную точку диаметра земной орбиты. Лишь наблюдая таким путем, можно заметить ничтожно малое различие в направлениях, по которым видны ближайшие звезды. Правда, наблюдения при этом приходится производить не одновременно, а в моменты, отделенные друг от друга промежутком в полгода. За это время изучаемая звезда переместится в пространстве на огромное расстояние вследствие своего движения. Но это расстояние ничтожно мало в сравнении с расстоянием от нас до звезды, и его можно не принимать во внимание. Точно так же для артиллериста, вычисляющего многокилометровое расстояние до позиции неприятеля, не имеет значения передвижение кого-нибудь во вражеском стане на шаг вперед или назад. Его вычисления будут достаточно точны без учета длины этого шага.
Однако даже и наблюдения с противоположных сторон диаметра земной орбиты долгое время не давали необходимых результатов. Слишком малы углы между направлениями, и для их измерения требовалась огромная точность. И в XVIII и в начале XIX в. астрономы еще не могли достигнуть такой точности. Астрономам было ясно, что расстояния до звезд огромны, а точно определить их никому не удавалось.
Только в 30-х годах XIX в. русский ученый В. Я. Струве определил расстояние до звезды Вега (самая яркая звезда из созвездия Лиры) и тем самым положил начало точному определению звездных расстояний. Вскоре были определены расстояния до целого ряда звезд.
Оказалось, что даже ближайшие к Земле звезды в тысячи раз дальше самой далекой планеты — Плутона. Такие расстояния выражать в километрах трудно. Поэтому их выражают в единицах времени, которое нужно свету, чтобы пройти это расстояние. Свет движется очень быстро и за 1 секунду распространяется на 300 тыс. км. Когда сверкает молния, то свет ее доходит до нас за ничтожно малую долю секунды. От Луны до Земли свет идет 11/4 секунды, от Солнца — 8 минут, от самой далекой планеты — Плутона — около 5 часов, а от ближайшей звезды — более 4 лет! Курьерский поезд, идя без остановки со скоростью 100 км/час, добрался бы до ближайшей звезды, называемой альфой Центавра, только через 46 млн. лет; за 3—4 млн. лет до нее долетел бы современный самолет. А ведь альфа Центавра — самая близкая к нам звезда! Расстояние от Земли до нее ничтожно мало по сравнению с расстоянием до дальних звезд Млечного Пути.
Описанный способ определения расстояний до звезд применим только для сравнительно близких к солнечной системе звезд. Для звезд, более далеких, он не годится — слишком мал диаметр земной орбиты по сравнению с расстояниями в тысячи и более световых лет. Астрономы имеют теперь в своем распоряжении другие методы определения расстояний до очень далеких звезд и туманностей.
Некоторых людей пугает громадность звездных расстояний, но надо помнить о том, как велико могущество человеческого разума, если он смог измерить такие расстояния. Для человеческого разума нет пределов. Он может неограниченно познавать мир, законы природы и использовать эти знания себе на пользу.
Измерения расстояний до звезд окончательно доказали, что все звезды находятся от нас на разных расстояниях и вовсе не расположены на поверхности круглого купола, каким нам кажется звездное ночное небо. Оно нам кажется куполом, опрокинутым над Землей, или шаром, окружающим со всех сторон нашу планету, только потому, что невооруженный глаз не воспринимает различия в расстояниях до звезд.
Если бы какая-нибудь планета, даже намного большая, чем Юпитер, находилась от Земли на расстоянии ближайшей звезды, то для нас она была бы совершенно невидима. На таком огромном расстоянии Солнце освещало бы ее слишком слабо, да и на обратном пути к нам отраженный ею свет ослабевал бы слишком сильно. Звезды же светят своим собственным, чрезвычайно ярким светом, т. е. являются самосветящимися солнцами. Таким образом мы можем разделить Вселенную на солнечную систему (ближайшие к нам окрестности) и бесконечный мир, лежащий за ее пределами. Этот мир состоит из бесчисленного количества звезд, подобных нашему Солнцу.
- Для учеников 1-11 классов и дошкольников
- Бесплатные сертификаты учителям и участникам
Муниципальное автономное общеобразовательное
учреждение «Средняя общеобразовательная школа № 35
«Öткымын предмет пыдiсяньвелöдан 35 №-a
Вычисление расстояния до небесных тел: теоретические и практические аспекты
Авторы работы:
Болотин Эдуард и Станциер Мария,
Научный руководитель –
Сорвачева Нина Ивановна,
А) Единицы измерения
Б) Расстояние до звезды, определяемое по величине ее тригонометрического параллакса
В) Метод радиолокации
Г) Понятие горизонтального параллакса
3.Практическая часть. 7
А) 1 этап: проведение аналогии с определением расстояния до небесных тел
Б) 2 этап: сравнение исследования русского астронома Василия Яковлевича Струве, официальные данные на сегодняшний день и собственные вычисление расстояния до звезды Вега.
5.Список используемой литературы …………………………………………… 10
Космонавтика – это наука, которая с древних времен будоражила сознание людей. Вдохновленные сиянием далеких звезд, великие деятели искусства всячески восхваляли космическое пространство. Но насколько же далеки эти звезды?
Светлые умы человечества долгие годы размышляли над этим вопросом, пытаясь найти решение к проблеме. И астрономия прошла долгий и тернистый путь перед тем, как обнаружить верный ответ.
В нашей работе будут приведены основополагающие способы определения расстояния до небесных тел.
Цель работы: провести теоретические и практические исследования по определению расстояния до небесных тел.
– практически доказать возможность расчета расстояния до небесных тел,
– рассмотреть актуальность вычислений восемнадцатого века.
-провести аналогию вычисления расстояний до небесных тел
Методы работы:
Изучение теоретического материала
Объект – космические характеристики
Предмет – расстояние до небесных тел
Теоретическая часть
Единицы измерения
Единицы измерения расстояния в астрономии несколько отличаются от привычных нам мер.
Расстояние до звезд выражается в световых годах или в парсеках:
1.Астрономическая единица — это среднее расстояние между центрами Земли и Солнца, равное большой полуоси орбитыЗемли. Одна из наиболее точно определенных астрономических постоянных, используемая в качестве единицы измерения расстояний между телами в Солнечной системе. 1 а.е. = 149 597 870 км.
2.Парсек- расстояние, с которого большая полуось земной орбиты, перпендикулярная лучу зрения, видна под углом в 1".1 пк= 3,26 световых года = 3,086×10 16 м = 206265 а.е.
3.Световой год– расстояние, которое луч света в вакууме преодолевает за 1 год. 1 св. год= 9,5×10 15 м = 63240 а.е.
Расстояние до звезды, определяемое по величине ее тригонометрического параллакса
Ученые начали использовать параллакс для того, чтобы вычислить расстояние до удаленных объектов. Параллакс — это угол, измеряющий видимое смещение светила при перемещении наблюдателя из одной точки пространства в другую. Угол, называемый годичным или тригонометрическим параллаксом звезды, служит для измерения расстояния до нее на основе тригонометрических соотношений между сторонами и углами треугольника, в котором известен уголи базис - большая полуось земной орбиты. Расстояние в парсеках обратно величине годичного параллакса в секундах дуги, иными словами: чем больше расстояние, тем меньше годичный параллакс.
Расстояние до звезды, определяемое по величине ее тригонометрического параллакса, равно:
(а.е.), (2)
где параллакс выражен в угловых секундах.
Для измерения расстояний до тел Солнечной системы за базис берется расстояние между двумя обсерваториями или радиус Земли до ближайших звезд - радиус земной орбиты.
Метод радиолокации
Кроме традиционных методов определения расстояния до небесных объектов, есть наиболее современный и действенный способ- радиолокация. Радиолокационная астрономия имеет высокую точность, которая позволяет определить дистанцию с помощью отраженного от тела сигнала. В таком случае погрешность составляет всего несколько километров.
В радиолокационных исследованиях небесных тел используются те же физические принципы, которые лежат в основе обычной наземной радиолокации. Разница состоит в огромной величине межпланетных расстояний, во много тысяч раз превышающей земные масштабы. Вследствие этого радиоволны, распространяющиеся со скоростью около 300 тысяч км/с, возвращаются к Земле через непривычно большой интервал времени.
Основная трудность в исследовании небесных тел методами радиоастрономией связана с тем, что интенсивность радиоволн при радиолокации ослабляется обратно пропорционально четвертой степени расстояния до исследуемого объекта. Поэтому радиолокаторы, используемые для исследования небесных тел, имеют антенны больших размеров и мощные передатчики.
Сейчас радиолокационные наблюдения возможны на любом участке планетной орбиты. Современный планетный радиолокатор — сложная, управляемая ЭВМ радиоэлектронная система, в которой применяются грандиозные антенные сооружения, самые мощные передатчики и наиболее чувствительные радиоприемные устройства. Тем не менее из-за слабости эхо-сигналов для наземных радиолокационных наблюдений еще недоступны малые тела Солнечной системы, а также малые детали больших планет.
Понятие горизонтального параллакса
Если смотреть на один и тот же предмет с разных мест, то он будет менять свое расположение на фоне более удаленных предметов. Если эти неблизкие предметы далеки настолько, что их видимым перемещением при перемещении наблюдателя можно пренебречь, то из геометрических соображений совсем нетрудно узнать расстояние до близкого предмета.
В астрономии используется похожий метод, только из-за невозможности замера расстояния между точками используется угловое расстояние. Угловое расстояние можно примерно замерить с помощью телескопа.
Таким образом мы показали главные методы определения расстояния до небесных тел:
- определение расстояния методом радиолокации
- определение расстояния по параллаксу небесного тела
- принцип горизонтального параллакса.
Практическаячасть:
1 этап: Мы выполнили похожие вычисления: встали напротив доски и выставили руку вперед. Мы смотрели на вытянутый большой палец поочередно то правым, то левым глазом. Точки отметили на доске.
Далее замерили расстояние между нашими зрачками (7,5 см) и между этими точками(30 см), а также расстояние между глазом и пальцем(60 см). Доказав подобие треугольников, мы вычислили, что между пальцем и доской 240 см. Прибавив 60 см, мы получили 300 см — то расстояние, на котором мы стояли от доски.
Вывод: Практическое исследование помогла нам выяснить действенность методов, которые были использованы людьми на протяжении многих лет изучения астрономии. Похожие действия можно произвести и на примере звезд с помощью телескопов, но за неимением возможности использования надлежащей техники и передвижения на большие расстояния для оценки визуального смещения мы решили, что верным будет перенести этот процесс на маленький масштаб, чтобы наглядно показать, как работает этот метод.
r = 1.650.000 a . e .
По официальным данным на сегодняшний день – 1.581.786,9 а.е.(25 световых лет).
И по нашим вычислениям, подставив в формулы и пользуясь таблицами синусов до секунд, я получил 1.611.445, 3125 а.е.
Вывод: сравнивая с современными данными, в своих вычислениях мы допустили погрешность 1,87 %, а, сравнивая с вычислениями трехвековой давности, - 4,31% погрешности. Следовательно, приведенные в работе формулы можно использовать для вычисления расстояния до небесных объектов.
Таким образом, мы рассмотрели основные методы определения расстояния до небесных тел, в основе которых в большинстве своем лежат тригонометрические отношения сторон треугольника.
Без сомнения, астрономия никогда не обошлась бы без математики, особенно в такой основополагающей теме, как определение расстояний до удаленных участков нашей необъятной Вселенной. Астроном — это не только физик, но и математик, который должен уметь обращаться как с высокоточными аппаратами и приборами, так и с числами и цифрами. Как мы знаем, самый большой источник астрономических теорий — это наблюдения, но именно математика позволяет нарастить теоретический костяк неопровержимыми фактами. Данная связь математики и астрономии одно из доказательств того, что математика все-таки является царицей наук.
ГОСТ
Единицы измерения астрономических расстояний
Одна из основных задач астрономии - узнать расстояние для того или иного небесного тела,
Какие же системы и меры расчета используются в астрономии?
Астрономическая единица (а. е).
Данная единица используется для измерения расстояний внутри нашей Солнечной системы или внутри иных планетных систем. Такая единица равняется радиусу орбиты Земли вокруг Солнца. Или же среднему расстоянию от нашей планеты до Солнца. Таким образом, одна астрономическая единица получается равная примерно 150 000 000 км.
В пользу использования астрономической единицы, в частности, говорит возможность сравнивать измеряемые расстояния с удаленностью Земли от Солнца. Измерения таких больших чисел в километрах неудобно и затруднительно.
Толчком к появлению астрономической единицы послужило открытие того, что Земля обращается вокруг Солнца, и разработка Кеплером законов небесной механики. С помощью расчетов удалось установить точное расстояние от Земли до Солнца и до планет Солнечной системы.
В дальнейшем благодаря развитию науки и техники удалось уточнить расстояния от Земли до Солнца и планет нашей системы.
В 1962 году специалистам удалось измерить при помощи радиолокационных сигналов расстояние от Земли до Солнца. В результате эталоном была принята средняя величина, которая равна 149597870,7 км. С таким значением данное определение и содержится теперь в Международной системе единиц СИ.
Однако, наблюдения показали, что астрономическая единица не является постоянной. Так, выяснилось, что в течении каждых 7 лет длина астрономической единицы увеличивается на метр. Точного объяснения такого увеличения расстояния нет. Однако, наиболее поддерживаемой теорией является идея о том, что причиной является уменьшение массы Солнца из-за воздействия солнечного ветра.
Световой год
Световой год – это единица измерения расстояний в космосе, которая, однако, не является системной и применяется в основном в учебной и популярной литературе по астрономии.
Под световым годом понимается расстояние, которое пройдет луч света за 365,25 земных дня (т. е. за земной год) в вакууме, при этом не луч не должен на себе испытывать воздействие магнитных полей.
Готовые работы на аналогичную тему
Световой год равен 9,46 триллионам километров
В научной практике световой год применяется редко и в основном для выражения расстояний до не особо далеких объектов в космосе. Причиной этого является, то, что при выражении расстояния до далеких галактик в световых годах, число оказывается слишком большим и неудобным в расчетах. Поэтому для подобных расчетов применяется парсек.
Парсек
Для понимания того, что такое парсек необходимо узнать, что такое параллакс.
Параллакс состоит в том, что при перемещении наблюдателя в процессе наблюдения за двумя отдаленными друг от друга телами, расстояние между данными объектами также меняется.
При наблюдении за звездами параллакс возникает при изменении положения звезды при смещении Земли на один градус её орбиты. Это называется годичный параллакс и измеряется в угловых секундах. В результате если годичный параллакс равен одной угловой секунде, то и расстояние до звезды оценивается в один парсек. Точное число парсека оценивают в 3,0856776•1016 метра или 3,2616 светового года. 1 парсек равен примерно 206 264,8 а. е.
Методы определения расстояний в астрономии
Метод лазерной локации и радиолокации.
Метод лазерной локации заключается в отправлении в сторону объекта наблюдения радиосигнала. После этого объект отражает сигнал и тот возвращается обратно. В результате, время, которое тратится на преодоления расстояния, помогает определить расстояние до цели. При этом точность радиолокации составляет всего несколько километров.
Лазерная локация предполагает отправку светового луча, который помогает таким же образом определить расстояние до цели, но уже с точностью до долей сантиметра.
Метод тригонометрического параллакса.
Тригонометрический параллакс является одним из самых простых методов измерения расстояния в космосе. Данный метод основан на школьных знаниях из геометрии.
Итак, рассмотрим метод тригонометрического параллакса.
Начертим отрезок (иначе именуемый базисом) между двумя точками на поверхности Земли. Затем мы выбираем нужный объект на небе, расстояние до которого нам нужно определить, и обозначаем его как вершину получившегося у нас треугольника. Потом мы замеряем углы между начертанным базисом и прямыми, которые были проведены от выбранных точек до нужного нам объекта в небе. А поскольку нам известна сторона и два прилежащих к ней угла треугольника, то можно определить и остальные его элементы.
Рисунок 1. Тригонометрический параллакс. Автор24 — интернет-биржа студенческих работ
В первое время в роли базиса выступал радиус Земли, однако, впоследствии в качестве базиса стали брать средний радиус орбиты Земли, т. е. астрономическую единицу. Это позволяло узнать расстояние до более отдаленных небесных тел. Угол, который лежал в данном случае напротив базиса называется годичным параллаксом.
Такое измерение расстояние до звезд не очень удобно при исследованиях с Земли. Причиной являются помехи атмосферы. Поэтому определение годичного параллакса для объектов расположенных на расстоянии больше чем в 100 парсек не удавалось.
Выходом стал, в частности, запуск в 1989 год Европейским космическим агентством космического телескопа Hipparcos. Этот телескоп способен определить расстояние до звезд в 1000 парсек.
Итогом стало получение трехмерной карты всех звезд, расположенных вокруг Солнца. А в 2013 году тоже Агентство запустило ещё более точный аппарат – Gaia. Точность данного аппарата в 100 раз лучше прежнего. Это позволяет наблюдать все звезды Млечного Пути.
Метод стандартных свечей.
Метод стандартных свечей основан на том, что чем дальше от наблюдателя источник света, тем он кажется более тусклым. В результате возможно сравнивать расстояние до нужных звезд с расстояниями до звезд с известными нам мощностями.
При использовании данного метода за основу стандартных свечей берут источники, мощность которых известна исследователям. Таким источником может выступать звезда, температура поверхности и яркость которой известна. Такие расчеты помогают получить общие данные о расстоянии до галактики, в которой эта звезда расположена.
Недостатками такого метода является его сложность и не очень высокая точность.
Уникальные стандартные свечи.
При помощи данного метода удается более точно определить расстояния до звезды, опираясь на характеристики цефеид.
Цефеиды – переменные пульсирующие звезды, которые используются земными астрономами как своеобразные маяки – стандартные свечи. Изучая их физические свойства, астрономам удалось узнать, что цефеиды обладают такой особенностью как период пульсации. Период пульсации и яркость переменных звезд дают возможность узнать светимость и соответственно расстояние до данной звезды.
Рисунок 2. Цефеиды. Автор24 — интернет-биржа студенческих работ
Также в роли уникальных стандартных свечей могут выступать сверхновые, чья светимость известна, а также красные гиганты.
Читайте также: