Зміст:
Вступ .............................................. ............................... 3
Визначення відстаней до космічних об'єктів. 3
Визначення відстаней до планет ........................................... ................. 4
Визначення відстаней до найближчих зірок ....................................... 4
Метод 4
Фотометричний метод визначення відстаней. ................................. 6
Визначення відстані за відносними швидкостями. ........................ 7
8
Список літератури ............................................. .............. 9
Вступ.
Наші знання про Всесвіт тіснопов'язані зі здатністю людини визначати відстані в просторі. Знезапам'ятних часів питання В«як далеко?В» грав першорядну роль дляастронома в його спробах пізнати властивості Всесвіту, в якій він живе. Але якби не було велике прагнення людини до пізнання, воно не могло бути здійсненодо тих пір, поки в розпорядженні людей не виявилися високочутливі ідосконалі інструменти. Таким чином, хоча протягом століть уявленняпро фізичний світ безперервно розвивалися, завіси, приховували верстові стовпипростору, залишалися недоторканими. У всі віки філософи і астрономиміркували про космічних відстанях і старанно шукали способи їх вимірювання. Алевсе було марно, так як необхідні для цього інструменти не могли бутивиготовлені. І, нарешті, після того як телескопи вже протягом багатьох роківвикористовувалися астрономами і перші генії присвятили свій талант вивченнюбагатств, здобутих цими телескопами, настав час союзу точної механіки ідосконалої оптики, який дозволив створити інструмент, здатний вирішити проблемувідстаней. Бар'єри були усунуті, і багато астрономів об'єднали свої знання,майстерність і інтуїцію з метою визначити ті колосальні відстані, яківідокремлюють від нас зоряні світи.
У 1838 році три астронома (врізних частинах світу) успішно виміряли відстані до деяких зірок. ФрідріхВільгельм Бессель в Німеччині визначив відстань до зірки Лебідь 61.Видатний російський астроном Василь Струве встановив відстань до зірки Веги.На мисі Доброї Надії в Південній Африці Томас Гендерсон виміряв відстань донайближчої до Сонця зірки - Альфи Центавра. У всіх названих випадках астрономивимірювали неймовірно мале кутове відстань, щоб визначити так званийпаралакс. Їх успіх був обумовлений тим, що зірки, до яких вони вимірювали відстані,знаходилися відносно близько до Землі.
Визначеннявідстаней до космічних об'єктів.
В астрономії немає єдиноїуніверсального способу визначення відстаней. У міру переходу від близькихнебесних тіл до більш далеким одні методи визначення відстаней змінюють інші,службовці, як правило, основою для наступних. Точність оцінки відстанейобмежується або точністю самого грубого з методів, або точністювимірювання астрономічної одиниці довжини (а. е.), величина якої порадіолокаційним вимірам відома з середньоквадратичної похибкою 0,9 км.і дорівнює 149597867,9 В± 0,9 км. З урахуванням різних змін а. тобтоМіжнародний астрономічний союз ухвалив у 1976 році значення 1 а. тобто =149597870 В± 2 км.
Визначення відстаней до планет.
Середня відстань r планети відСонця (в частках а. Е.) знаходять по періоду її обігу Т :
де r виражено в а. е., а Т - В земних роках. Масою планети m в порівнянні з масою сонця m c можна знехтувати. Формула випливає з третього закону Кеплера (квадрати періодівобертання планет навколо Сонця відносяться як куби їх середніх відстаней відСонця).
Відстані до Місяця і планет звисокою точністю визначені також методами радіолокації планет.
Визначення відстаней до найближчихзірок.
Методпаралакса.
Внаслідок річного рухуЗемлі по орбіті близькі зірки трохи переміщаються відносно далекихВ«НерухомихВ» зірок. За рік така зірка описує на небесній сфері малийеліпс, розміри якого тим менше, ніж зірка далі. У кутовій мірі великапіввісь цього еліпса приблизно дорівнює величині максимального кута, підяким із зірки видна 1 а. е. (велика піввісь земної орбіти), перпендикулярнанапрямку на зірку. Цей кут (p), званийрічну чи тригонометричним параллаксом зірки, дорівнює половині її видимогозміщення за рік, служить для вимірювання відстані до неї на основітригонометричних співвідношень між сторонами і кутами трикутника ЗСА, вякому відомий кут p і базис - велика піввісь земної орбіти (див. рис.1).
Відстань r дозірки, обумовлений по величині її тригонометричного паралакса p, одно:
r =206265''/p (а. е.),
де паралакс p виражений вкутових секундах.
Малюнок 1.Визначення відстані до зірки методом паралакса (А - зірка, З -Земля, С - Сонце).
Для зручності визначеннявідстаней до зірок за допомогою параллаксов в астрономії застосовують спеціальнуодиницю довжини - парсек (пс). Зірка, що знаходиться на відстані 1 пс, маєпаралакс, рівний 1''. Згідно з вищеназваною формулою, 1 пс = 206265 а. тобто =3,086 В· 10 18 см.
Поряд з парсек застосовуєтьсяще одна спеціальна одиниця відстаней - світловий рік (тобто відстань,яку світло проходить за 1 рік), він дорівнює 0,307 пс, або 9,46 В· 10 17 см.
Найближча до Сонячної системизірка - червоний карлик 12-ї зоряної величини Проксима Центавра - маєпаралакс 0,762, тобто відстань до неї одно 1,31 пс (4,3 світлових роки).
Нижня межа вимірюваннятригонометричних параллаксов ~ 0,01'', тому з їх допомогою можна вимірювативідстані, що не перевищують 100 пс з відносною похибкою 50%. (Привідстанях до 20 пс відносна похибка не перевищує 10%.) Цим методомдо теперішнього часу визначені відстані до близько 6000 зірок. Відстані добільш далеких зірок в астрономії визначають в основному фотометричним методом.
Таблиця 1. Двадцятьнайближчих зірок.
№ № п. п.
Назва зірки
Паралакс в секундах дуги
Відстань, пс
Видима зоряна величина, m
Абсолютна зоряна величина, М
Спек-траль-ний клас
1
2
3
4
5
6
7
8
9
10
11
12
13
14
15
16
17
18
19
20
Сонце. . . . . . . . .
Проксима Центавра.
О± Центавра А. . . . .
О± Центавра В. . . . .
Зірка Барнарда. . .
Лаланд 21185. . . . .
Вольф 359. . . . . . .
+36 Лљ 2147. . . . . . .
Сіріус. . . . . . . .
Супутник Сіріуса. .
Росс 154. . . . . . . .
Росс 248. . . . . . . .
Лейтен 7896. . . . .
Оµ Ерідана. . . . . . .
Проціон. . . . . . .
Супутник Проціон. .
61 Лебедя. . . . . . .
Супутник 61 Лебедя. .
П„ Кіта. . . . . . . . .
Оµ Індіанця. . . . . . .
-
0,762
0,756
0,756
0,543
0,407
0,403
0,388
0,376
0,376
0,350
0,334
0,328
0,303
0,297
0,297
0,296
0,296
0,294
0,288
1/206256
1,31
1,32
1,32
1,84
2,46
2,48
2,58
...
