Вимірювання космічних відстаней

Щоб вивчати будову Всесвіту і природу небесних тіл, астроном повинен вміти насамперед визначати відстані до цікавлять його космічних об’єктів. Як же вимірюються відстані до Місяця і планет, Сонця і зірок?

Всі ці відстані в кінцевому рахунку грунтуються на значенні середньої відстані Землі від Сонця – так званої астрономічної одиниці, а вона безпосередньо залежить від точності вимірювання розмірів самої Землі.

При спостереженні Сонця з віддалених точок земної поверхні наше денне світило зазнає параллактическое зміщення. Воно буде найбільшим, якщо два спостерігача розташуються в діаметрально протилежних точках земної кулі. Вимірювання показали, що кут цього зміщення дуже малий – близько 18 секунд дуги, тобто під таким кутом з Сонця повинна бути видна наша Земля.

З тригонометрії відомо, що предмет буває видно під кутом, рівним одній секунді дуги, якщо він віддалений від спостерігача на відстань, в 206 265 разів перевищує його лінійні розміри або його діаметр. Отже, відстань Земля-Сонце приблизно в 11 500 разів більше діаметру Землі. Однак через велику яскравості Сонця і нагрівання інструменту (адже труба телескопа наводиться на денне світило!) Такі вимірювання призводять до втрати точності. Тому французькі астрономи Джан Доменіко Кассіні і Жан Ріше (близько 1640-1696) вирішили визначити відстань до Сонця шляхом вимірювання паралакса Марса – кутового зміщення планети на тлі далеких зірок – під час його великого протистояння в 1672 році. Кассіні виміряв положення планети з Парижа, а Ріше – з Кайєн, міста Французької Гвіани в Південній Америці.

З відкриттям третього закону Кеплера відносні відстані планет в Сонячній системі, виражені в частках середнього відстані Земля-Сонце, були добре відомі. Але щоб отримати масштаб планетної системи і визначити абсолютне значення астрономічної одиниці, досить було виміряти відстань між двома будь-якими планетами. Вимірювати ж положення планет щодо зірок можна набагато точніше, ніж становище яскравого Сонця на денному небі. Цим і скористалися вперше Кассіні і Ріше.

Математична обробка спостережень, виконана Кассіні в 1673 році, дала значення паралакса Сонця 9,5 секунди дуги. Тут під параллаксом слід розуміти кут, під яким з світила видно екваторіальний радіус Землі. Звідси виходило, що середня відстань Землі від Сонця (1 а. Е.) Одно 138,5 млн км (в сучасних заходи довжини), що на 11,1 млн км менше дійсного значення. Але на той час навіть такий результат вважався великим науковим досягненням.

Англійський астроном Едмонд Галлей (1656-1742) запропонував метод визначення відстані від Землі до Сонця шляхом спостереження проходжень Венери по сонячному диску. Найближче таке проходження повинно було відбутися в 1761 році, і в усі кінці світу були споряджені астрономічні експедиції…

Результати спостережень цих проходжень, отримані іншими спостерігачами, не заслуговували належної довіри, так як оцінки параллакса Сонця, взяті з першого проходження, коливалися між 8 і 10 секундами дуги; оцінки з спостережень 1769 були укладені між 8 і 9 секундами дуги, що відповідає різниці в відстані до Сонця більш 18 млн км. Зате проходження 1874 і 1882 років дали вже обнадійливі результати: паралакс був укладений між 8,79 і 8,86 секунди дуги. Обчислені за цими Паралакс відстані дорівнюють відповідно 149 млн 669 тис. І 148 млн 486 тис. Км (більше паралакс – менше відстань, і навпаки).

Розроблялися й інші способи визначення довжини астрономічної одиниці. Зокрема, астрономи Пулковської обсерваторії в 1842-1880 роках виконали точні вимірювання зсувів видимих ​​положень зірок, що трапляються у зв’язку руху Землі навколо Сонця і кінцевої швидкості світла (так звані абераційні зміщення), і знайшли, що паралакс Сонця дорівнює 8,793 секунди дуги; астрономічна одиниця дорівнює 149,6 млн км, що збігається з сучасними вимірами. Але Паризька міжнародна конференція астрономів в 1896 році прийняла округлені значення: паралакс дорівнює 8,80 секунди дуги, астрономічна одиниця дорівнює 149,5 млн. Км Цими значеннями астрономи користувалися аж до 1970 року.

У січні 1931 мала планета Ерос проходила від Землі на відстані всього лише 0,17 а. е. У спостереженнях (головним чином фотографічних) взяли участь 24 астрономічні обсерваторії, в тому числі Пулковська. Зі спостережень Ероса була знайдена величина параллакса Сонця 8,790 секунди дуги. Обчислене по новому паралаксу середня відстань Землі від центрального світила становило 149 млн 669 тис. Км.

У 60-х роках XX століття астрономи для вимірювання відстаней до небесних тіл Сонячної системи стали застосовувати більш точний – радіолокаційний метод. Сутність цього методу полягає в тому, що в сторону небесного тіла посилають потужний короткочасний імпульс, а потім приймають відбитий сигнал. Швидкість поширення радіохвиль в космічному просторі дорівнює швидкості світла – 299 792,458 км / с. Тому, якщо точно виміряти час, який необхідно сигналу, щоб досягти небесного тіла і після відбиття від його поверхні повернутися назад, неважко обчислити шукане відстань.

Так були уточнені відстані до Місяця, Венери, Меркурія, Марса, Юпітера. З радіолокаційних спостережень Венери, проведених в СРСР, США і Англії, було визначено значення астрономічної одиниці: 1 а. е. = 149 597 870 км, з можливою помилкою близько 1 км. Такий точності більш ніж достатньо для потреб астрономії та космонавтики. У практичних цілях користуються округленим значенням астрономічної одиниці – 149 млн 600 тис. Км, якому відповідав би паралакс Сонця – 8,794 секунди дуги.

Метод паралакса придатний і для визначення відстаней до найближчих зірок. Тільки в якості базису використовується не радіус Землі, а середній радіус земної орбіти. Якщо велика піввісь земної орбіти, розташована перпендикулярно до напрямку на зірку, видно з неї під кутом до, то відстань до зірки обчислюється за формулою:

r = 206265 / π

де π виражено в секундах дуги.

З формули видно, що паралаксу в одну секунду дуги (π = 1) відповідає відстань, рівну 206 265 а. е. Воно називається парсек (від слів “паралакс” і “секунда”) і скорочено позначається ПК.

Парсек – одиниця відстані, яка широко використовується в зоряній астрономії, так як астрономічна одиниця занадто мала для вимірювання відстаней до зірок. Відстань в парсеках обчислюється по дуже простій формулі:

r = 1 / π

де π – паралакс зірки в секундах дуги.

Найближча до нас зірка альфа Центавра має паралакс – 0,76 секунди дуги. Стало бути, відстань до неї – 1,32 пк.

Відстані до зірок вимірюють ще в світлових роках.

Світловий рік – це таке відстань, яку світло проходить за один тропічний рік. У тропічному році близько 3,16 * 107 секунд. Помноживши це число на швидкість світла, отримаємо: 1 світловий рік = 9,46 * 1012 км = 63 239,7 а. е.

1 парсек (пк) = 30,86 * 1012 км = 3,26 світлового року

...
ПОДІЛИТИСЯ:

Дивіться також:
Майбутнє Сонця