Визначення відстані до небесних тіл

На Землі визначення відстаней зазвичай не складає особливих труднощів, але коли справа стосується масштабів, в мільйони разів перевищують земні, звичайні способи не годяться. За довгі роки розвитку астрономії з’явилося декілька способів визначення відстаней до небесних тіл, але універсальний так і не було вироблено, тому певний метод вибирають, зазвичай, виходячи з умов.

Задача визначення відстаней до різних небесних тіл і їх розмірів була поставлена вже в давнину. Перше з документальних підтверджень таких спроб належить до 360 році до нашої ери – однак тоді Арістотелем не вдалося досягти особливої точності. У 125 р. до нашої ери Гиппарху вдалося досить точно визначити радіус Землі, а Миколі Коперніку на початку XVI століття – відстань від Землі до Сонця та інших планет Сонячної системи.

Відстань до планет Сонячної системи можна визначити за третім законом Кеплера, якщо відомі їх періоди звернень і одне із значень півосі орбіти. Можна знайти відстань до небесного тіла в межах Сонячної системи шляхом вирішення нескладної геометричної задачі. Для цього необхідно накреслити трикутник, взявши за основу (базис) відомий радіус земної, а в якості вершини планету, відстань до якої необхідно виміряти, і знайти невідому сторону через теорему синусів. Однак ці способи є досить застарілими і зараз в астрономії практично не використовуються, оскільки доводиться визначати відстані до об’єктів, що знаходяться далеко за межами Сонячної системи.

Набагато частіше в даний час використовують радіолокаційний спосіб вимірювання відстаней, який був розроблений радянськими фізиками Л. В. Мандельштамом і Н.Д. Папалексі. Суть його полягає у вимірюванні проміжку часу, за який посланий до небесного тіла промінь пройде шлях до об’єкта вимірювання і назад. За швидкість поширення хвилі в космічному просторі приймають швидкість розповсюдження хвилі в вакуумі (швидкість світла) – 300 000 км/с. Після того, як час проходження хвиль визначено, залишається помножити його на швидкість світла і розділити на 2 (адже шлях промінь долає двічі). Основна складність цього методу полягає в тому, що для створення променя необхідної потужності потрібна значна енергія і антени з великим діаметром дзеркала.

����¯�¿�½���¯���¿���½����¯�¿�½������°����¯�¿�½������³����¯�¿�½���¯���¿���½����¯�¿�½���¯���¿���½����¯�¿�½������·����¯�¿�½������º����¯�¿�½������°...
ПОДІЛИТИСЯ: