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

........................

Цефеиды. ............................................................................................................. 8

Список литературы........................................................... 9

Вступление.

Наши знания о Вселенной тесно связаны со способностью человека определять расстояния в пространстве. С незапамятных времен вопрос «как далеко?» играл первостепенную роль для астронома в его попытках познать свойства Вселенной, в которой он живет. Но как бы ни было велико стремление человека к познанию, оно не могло быть осуществлено до тех пор, пока в распоряжении людей не оказались высокочувствительные и совершенные инструменты. Таким образом, хотя на протяжении веков представления о физическом мире непрерывно развивались, завесы, скрывавшие верстовые столбы пространства, оставались нетронутыми. Во все века философы и астрономы размышляли о космических расстояниях и усердно искали способы их измерения. Но все было напрасно, так как необходимые для этого инструменты не могли быть изготовлены. И, наконец, после того как телескопы уже в течение многих лет использовались астрономами и первые гении посвятили свой талант изучению богатств, добытых этими телескопами, настало время союза точной механики и совершенной оптики, который позволил создать инструмент, способный разрешить проблему расстояний. Барьеры были устранены, и многие астрономы объединили свои знания, мастерство и интуицию с целью определить те колоссальные расстояния, которые отделяют от нас звездные миры.

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 m c можно пренебречь. Формула следует из третьего закона Кеплера (квадраты периодов обращения планет вокруг Солнца относятся как кубы их средних расстояний от Солнца).

Расстояния до Луны и планет с высокой точностью определены также методами радиолокации планет.

Определение расстояний до ближайших звезд.

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 (p), 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 p и базис – большая полуось земной орбиты (см. рис. 1).

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

r = 206265""/p (а. е.),

где параллакс p выражен в угловых секундах.

Определение расстояния по относительным скоростям.

Косвенным показателем расстояния до звезд являются их относительные скорости: как правило, чем ближе звезда, тем больше смещается она по небесной сфере. Определить таким способом расстояние, конечно нельзя, но этот способ дает возможность “вылавливать” близкие звезды.

Также существует другой метод определения расстояний по скоростям, применимый для звездных скоплений. Он основан на том, что все звезды, принадлежащие одному скоплению, движутся в одном и том же направлении по параллельным траекториям. Измерив лучевую скорость звезд с помощью эффекта Доплера, а также скорость, с которой эти звезды смещаются относительно очень удаленных, то есть условно неподвижных звезд, можно определить расстояние до интересующего нас скопления.

Цефеиды.

Важный метод определения фотометрических расстояний в Галактике и до соседних звездных систем – галактик – основан на характерном свойстве переменных звезд – цефеид.

Первой из обнаруженных цефеид была d Цефея, которая меняла свой блеск с амплитудой 1, температуру (на 800K), размер и спектральный класс. Цефеиды – это неустойчивые звезды спектральных классов от F6 до G8, которые пульсируют в результате нарушения равновесия между силой тяжести и внутренним давлением, причем кривая изменения их параметров напоминает гармонический закон. С течением времени колебания ослабевают и затухают; к настоящему моменту было обнаружено постепенное прекращение переменности у звезды RU Жирафа, обнаруженной в 1899 году. К 1966 году ее переменность полностью прекратилась. Периоды различных цефеид от 1,5 часов до 45 суток. Все цефеиды – гиганты большой светимости, причем светимость строго зависит от периода по формуле:

M = – 0,35 – 2,08 lg T .

Так как, в отличие от вышеприведенной диаграммы Герцшпрунга – Ресселла (см. рис. 2) зависимость четкая, то и расстояния можно определять более точно. Для долгопериодичных цефеид (периоды колебаний от 1 до 146 суток), относящихся к звездному населению I типа (плоской составляющей Галактики), установлена важная зависимость период – светимость, согласно которой, чем короче период колебаний блеска, тем цефеида слабее по абсолютной величине. Зная из наблюдений период T , можно найди абсолютную звездную величину M , а, зная абсолютную звездную величину и найдя из наблюдений видимую звездную величину m , можно найти расстояние. Такой метод нахождения расстояний применяется не только для определения расстояния до самих цефеид, но и для определения расстояний до далеких галактик, в составе которых удалось обнаружить цефеиды (это сделать не очень трудно, так как цефеиды обладают достаточно большой светимостью).

Список литературы .

1. Сюняев Р. А. Физика космоса, 2-е изд. Москва, изд. «Советская энциклопедия», 1986 г.

2. Волынский Б. А. Астрономия. Москва, изд. «Просвещение», 1971 г.

3. Агекян Т. А. Звезды, галактики, Метагалактика. Москва, изд. «Наука», 1970 г.

4. Мухин Л. М. Мир астрономии. Москва, изд. «Молодая гвардия», 1987 г.

5. Левитт И. За пределами известного мира: от белых карликов до квазаров. Москва, изд. «Мир», 1978 г.

Расстояние от нас до звезд

Ещё в древние времена астрономы поняли, что звёзды находятся дальше от Земли, чем Луна и другие планеты. Наблюдая небо, они замечали, что Луна, перемещаясь по небу, закрывает то одну, то другую звезду, но ни одна звезда не бывает перед Луной. Иногда и планеты, например, Юпитер, загораживают звёзды. Значит, звёзды находятся дальше планет.

Коперник указал, что звёзды находятся на огромных расстояниях и только поэтому не могут быть замечены те смещения положений звёзд на небе, которые неизбежно должны быть в силу движения Земли со звёздами в мировом пространстве. Такие смещения астрономы не могли подметить ещё почти три века после Коперника, несмотря на то, что за это время были достигнуты огромные успехи в конструкции астрономических инструментов и в точности наблюдений. В середине XVIII века выдающиеся учёные Брадлей в Англии и Ламберт в Германии пришли к выводу о том, что расстояния даже до ближайших звёзд в сотни тысяч раз превышают расстояния от Земли до Солнца. Но точно измерить расстояние они всё-таки не смогли.

Впервые в истории астрономии российский астроном Василий Яковлевич Струве измерил расстояние до звезды. Он много раз измерял положение звезды Веги и пришёл к выводу, что Вега за полгода смещается на угол около дуги. Под столь малым углом с Веги должен быть виден диаметр земной орбиты, то есть двойное расстояние от Земли до Солнца, а само это расстояние видно под углом 1/8 секунды дуги.

Круг делится на 360 градусов по 60 угловых минут в каждом градусе, а каждая минута на 60 секунд, значит в круге 1 296 000 угловых секунд. Если радиус земной орбиты с Веги виден под углом 1/8 доли секунды, или около 1/10000000 доли окружности (астрономы называют это число параллаксом данной звезды), значит, расстояние до этой звезды составляет почти 250 триллионов километров. Такие числа употреблять неудобно, поэтому для выражения больших расстояний астрономы применяют более крупные единицы - световой год. Так обозначается расстояние, которое луч света проходит за один год со скоростью 300 000 километров в секунду. Световой год - это около 9,5 триллионов километров.

Астрономы пользуются и другой мерой расстояний до звёзд. Если круг содержит 1 296 000 угловых секунд, то его радиус или радиан составляет 206 265 угловых секунд или 57 градусов. Если бы радиус земной орбиты осматривался с какого-нибудь небесного тела под углом в 1 секунду окружности, то это значило бы, что расстояние до этого тела в 206 265 раз превышает расстояние до земной орбиты и составляет около 31 триллиона километра. Эту величину астрономы назвали параллакс-секунда или сокращённо парсек.

Вега находится от нас на расстоянии 8 парсек или 26,5 светового года. Вега действительно одна из сравнительно близких к нам звёзд, но не самая близкая.

К настоящему времени таким способом установлены расстояния до многих тысяч звёзд. Но, при всей точности, которой достигли астрономы в измерении звёздных параллаксов, этот способ применим только для определения расстояния до сравнительно близких звёзд. Для далёких звёзд, отстоящих от нас на сотни, тысячи и десятки тысяч световых лет, он не годится, потому что углы оказываются настолько малыми, что не поддаются измерению. Астрономы нашли и другие вполне достоверные способы для измерения расстояний более далёких звёзд. В результате теперь известны точные расстояния до десятков тысяч отдельных звёзд, а до ещё большего числа звёзд расстояние можно оценить приближённо. Если звёзды можно видеть с невообразимо больших расстояний, значит, они должны иметь огромную силу света - светимость.

В общих чертах эволюцию протозвезды можно разделить на три этапа, или фазы. Первый этап - обособление фрагмента облака и его уплотнение - мы уже рассмотрели. Вслед за ним наступает этап быстрого сжатия...

Возникновение и развитие звезд

На протяжении многих веков астрономы называли звезды "неподвижными", отличая их этим названием от планет, которые движутся, "блуждают" на фоне звезд. Точные измерения видимых положений звезд и сравнение этих положений с наблюдениями...

Возникновение и развитие звезд

Звёзды в огромном пространстве Галактики распределяются довольно равномерно. Но некоторые из них всё же скапливаются в определённых местах. Разумеется, и там расстояния между звёздами всё равно очень велики...

Возникновение и развитие звезд

Возраст небесных тел определяют разными методами. Самый точный из них состоит в определении возраста горных пород по отношению количества в ней радиоактивного элемента урана к количеству свинца...

Звезды - объекты Вселенной

Где-то в море в ночной тьме тихо мерцает огонек, и если бывалый моряк не объяснит вам, что это, вы часто и не узнаете: то ли перед вами фонарик на носу проходящей шлюпки, то ли мощный прожектор далекого маяка...

Звезды и их эволюция

Звезды подразделяются на несколько спектральных классов. Современная система разработана в Гарвардской обсерватории и имеет алфавитный порядок: самые горячие звезды принадлежат к классу А, за которым следуют классы В, С, D и так далее...

Звезды и созвездия едины

Оно зависит от массы. Если звезда в несколько раз массивнее Солнца, то глубоко в ее недрах происходит интенсивное перемешивание вещества (конвенция), подобно кипящей воде. Такую область называют конвективным ядром звезды. Чем больше звезда...

Звезды и созвездия едины

На диаграмме Герцшпрунга - Рессела по оси ординат откладывают логарифмы светимостей или абсолютные звездные величины М, а по оси абсцисс - спектральные классы, или соответствующие им логарифмы температур, или величину, характеризующую цвет...

В результате огромной работы, проделанной астрономами ряда стран в течение последних десятилетий, мы многое узнали о различных характеристиках звезд, природе их излучения и эволюции. Как это ни покажется парадоксальным...

Классификация и эволюция звёзд

В сущности, астрономия не располагала и не располагает в настоящее время методом прямого и независимого определения массы изолированной, то есть не входящей в состав кратных систем, звезды...

Классификация и эволюция звёзд

«Несмотря на все достижения современной техника, определение расстояний до звезд по-прежнему остается одной из труднейших задач астрономии. Расстояния до звезд настолько велики, что для оценки их не пригодны ни километры...

Классификация и эволюция звёзд

Вращение звезд изучается по их спектрам. При вращении один край диска звезды удаляется от нас, а другой приближается с той же скоростью. В результате в спектре звезды, получающемся одновременно от всего диска, линии расширяются и...

Классификация и эволюция звёзд

Как и все тела в природе, звёзды не остаются неизменными, они рождаются, эволюционируют, и, наконец "умирают". Чтобы проследить жизненный путь звёзд и понять, как они стареют, необходимо знать, как они возникают...

Мир галактик

При наблюдении за какой-нибудь звездой с двух противоположных точек земного шара практически невозможно заметить различия в направлениях на звезду. Звезды находятся от Земли во много раз дальше, чем Луна, планеты, Солнце...

Эволюция звезд

Пребывание звезды на главной последовательности длится до тех пор, пока в ее недрах не исчерпается ядерное горючее - водород. Точнее, как это определили в 1942 г. М. Шенберг и С. Чандрасекар, пока в центре звезды не образуется гелиевое ядро с массой 10...

Цель урока: Познакомиться с разнообразием мира звёзд и разъяснить принципы определения расстояния до них.

Образовательные задачи урока:

• познакомиться с разнообразием мира звёзд;
• выяснить принципы определения расстояния до звёзд;
• дать понятие видимой и абсолютной звёздной величине;
• решать задачи на определение расстояний;
• совершенствовать работу по нахождению звёзд на карте.

Развивающие задачи:

• формировать умение подбирать литературу и выделять главное из большого объёма материала;
• развивать умение работать с аудиторией;
• развивать умение проводить анализ и самоанализ работ учащихся;
• закреплять умение делать презентации по заданной теме с использованием современных информационных программ Microsoft Word, Microsoft Excel, Photoshop, Power Point, Internet Explorer и периферийных устройств.

Воспитательные задачи:

• продолжить формирование естественнонаучных взглядов;
• прививать эстетический вкус в оформлении работ;
• формировать умение работать в группе;
• продолжить развитие творческих способностей учащихся.

Оборудование:

• техническое оснащение:
компьютеры, мультимедийный проектор, компакт диск с записью музыки, диски с программами.
• программное обеспечение:
программы Microsoft Word, Photoshop, Power Point, Internet Explorer, “Открытая астрономия”.
• наглядные пособия:
таблица “Звёзды”, демонстрационная карта звёздного неба, подвижные карты звёздного неба (у каждого ученика), выставка творческих работ учащихся (рисунки, рефераты, стихи, отзывы о посещении планетария), презентации учителя и учеников.

Длительность урока: 40 мин.

План урока

1. Постановка целей и задач.

2. Изучение нового материала:

• решение задач;
• работа с программой “Открытая астрономия”;
• работа с таблицей “Основные сведения о наиболее ярких звездах”;
• работа с презентацией.

3. Закрепление новых знаний:

• проверка усвоения материала (тест);
• работа с подвижной картой звездного неба.

4. Итог урока.

ХОД УРОКА

Посмотрите на звёзды! Посмотрите, посмотрите на небеса!
О, посмотрите на этих огненных жителей неба!
Жерард Менли Хопкинс “Звездная ночь”

1. Постановка целей и задач.

Звезда дрожит среди вселенной…
Чьи руки дивные несут
Какой-то влагой драгоценной
Столь переполненный сосуд?
Звездой пылающей, топиром
Земных скорбей, небесных слёз
Зачем, о господи, над миром
Ты бытиё моё вознёс?

Вы узнали стихи этого человека. Да это Иван Алексеевич Бунин. Его поэзия по праву считается самой звёздной.

В его поэтическом наследии (около 1200 стихотворений) переливается великолепное созвездие ночных, сумеречных стихов, наполненных тишиной и таинственным мерцанием. Никто из русских поэтов не дал столь разнообразного описания звёздного неба.

Что же такое - звезды? Их тайны мы начнём постигать сегодня.

Тема нашего урока: Звёзды. Определение расстояний до звёзд. Д/з.: § 22, вопрос №5 письменно (пояснение к заданию есть в учебнике, и мы рассмотрим его по ходу урока), продолжаем работать над презентациями и рефератами по видам звёзд.

Сегодня на уроке мы:

• начнем знакомиться с разнообразием мира звёзд;
• выясним, как определяется расстояние до звёзд;
• продолжим учиться работать с аудиторией и в группе, проводить самоанализ и анализ работ;
• будем отрабатывать умение работать в Microsoft Excel.

Для этого вы будете:

• по карте находить звёзды;
• решать задачи;
• сравнивать звёздные величины и блеск звёзд;
• просмотрите презентацию ребят и оцените её;
• ответите на вопросы теста.

2. Изучение нового материала.

Звезды - огромные пылающие шары, расположенные за пределами земной атмосферы на расстоянии в триллионы километров. На протяжении многих столетий астрономов волновала сложная задача определения расстояний до звезд.

Еще Н. Коперник понимал, что расстояния до звезд можно вычислить, если удастся измерить их годичное параллактическое смещение, вызываемое обращением Земли вокруг Солнца. Но в эпоху Коперника не было даже простейших телескопов, а невооруженным глазом параллактические смещения звезд не обнаруживаются.

Первые попытки обнаружить параллактическое смещение были предприняты английским астрономом Дж. Брадлеем (1693–1762), который с середины декабря 1725 г. по декабрь 1726 г. систематически измерял зенитное расстояние звезды гамма Дракона (2,4 Т) в моменты ее верхней кульминации, надеясь таким образом обнаружить ее параллактическое смещение, но это сделать Брадлею не удалось.

Лишь через сто с лишним лет, в 1835–1837 гг., астрономическая техника “доросла” до измерения столь малых величин. Первые измерения расстояний до звезд в России сделаны Василием Яковлевичем Струве и почти одновременно произведены в Германии.

Измерение параллактического смещения звезд хотя и очень трудоемко, но является самым надежным, фундаментальным способом определения их расстояний.

Существуют и другие способы определения расстояний:

• зная абсолютную и видимую звёздную величину;
• по изменениям собственных движений звёзд;
• по анализу спектра звезды;
• по периоду изменения блеска цефеид, но их мы рассмотрим по мере изучения материала.

Итак, рассмотрим подробнее 1 способ. В нём тщательно измеряется положение звезды по отношению к другим звездам. Наблюдателю кажется, что по мере движения Земли вокруг Солнца близкие звезды перемещаются вперед и назад на фоне более отдаленных звезд.

На рисунке показаны положения Солнца (С), Земли (Т 1 – Т 4), звезды (S) и видимые положения ее на небе (S 1 – S 4). Через 6 месяцев, когда земные телескопы переместятся в диаметрально противоположную точку орбиты Земли, проводится повторное измерение положения звезды.

Смещения звезд очень малы. Например: Ближайшая соседка Солнца - слабенькая звездочка из созвездия Центавра, Проксима, что с греческого значит “ближайшая”, смещается на 1,5".

Чтобы представить себе эту величину, нужно воткнуть на расстоянии 1 мм друг от друга две булавки и привязать к каждой по нитке. Отойти от булавок на 130 м и соединить свободные концы ниток. Угол, образовавшийся при этом между двумя нитками, и будет равен 1,5" дуги.

Итак, для определения расстояние до звезды используется половина параллактического смещения, т.е. годичный параллакс.

Годичный параллакс (π) - угол, под которым со звезды был бы виден средний радиус земной орбиты (а), расположенный перпендикулярно направлению на звезду.

Параллаксы звёзд очень малы, поэтому синусы углов можно заменить самими углами, выразив их в радианах.

На протяжении почти двух лет Струве определял параллактическое смещение яркой звезды Веги (a Лиры), а по нему вычислял расстояние до Солнца. Он нашел, что параллакс Веги составляет 0,123" и расстояние равно 1 650 000 а.е., а для самой близкой звезды Проксима расстояние равно 275 000 а.е..

Большие числа могут привести к ошибкам в вычислениях, поэтому для измерения расстояний до звезд введена специальная единица длины, названная парсеком. Парсек - расстояние до звезды, которое соответствует параллаксу в 1". Парсек – от слов “параллакс” и “секунда”.

1 пк = 206265 а.е.

Таким образом, по годичному параллаксу и формуле расстояние вычисляется в парсеках, а затем уже переводится в световые года.

Рассмотрим соотношение между единицами.

Для измерения больших расстояний, используются более крупные единицы:

1 килопарсек (кпк) = 10 3 пк и 1 мегапарсек (Мпк) = 10 6 пк.

В литературе и реже - в науке расстояния до звезд выражаются также в световых годах (св. г.), показывающих, за сколько лет свет, излученный объектом, достигает Земли или Солнца (что по расстоянию одинаково).

Световой год - это путь, проходимый светом за 1 год.

1 а.е. = 1,496 – 10 8 км

1 пк = 206265 а.е. = 3,08 – 10 13 км

1 св.год = 9,46 – 10 12 км

1 пк = 3,26 св.лет

Решение задач

Рассматривается решенная задача в учебнике.

Самостоятельное решение в Microsoft Excel следующей задачи.

Параллакс Проциона равен 0,28". Сколько времени идет свет от этой звезды до Земли?

Работа с программой “Открытая астрономия”

Начиная знакомство со звёздным небом, мы выяснили, что яркость звёзд неодинакова. Ещё астрономы древности использовали такое понятие, как “звёздная величина”.

Откройте программу “Открытая астрономия”. Прочтите материал. Выясните: что такое видимая и абсолютная звёздная величина? Как эти величины связаны? На модели посмотрите, какую абсолютную и видимую звёздную величину имеют небесные тела. Выясните, как определить расстояние, зная абсолютную и видимую звёздные величины?

(Обсуждение вопросов, запись формулы в рабочую тетрадь.)

В домашнем задании, подставив в формулу звёздные величины, вы найдёте расстояние до звезды.

Работа с таблицей “Основные сведения о наиболее ярких звездах”

Откройте учебник на стр. 217. Используя таблицу “Основные сведения о наиболее ярких звездах”, сравним яркость звезд.

Во сколько раз Вега ярче Полярной звезды? (6,3 раза)

Во сколько раз Арктур (a Волопаса) ярче Антареса (a Скорпиона)? (2,5 раза)

Во сколько раз Сириус (a Большого Пса) ярче Регул (a Льва)? (16 раз)

Выступление с презентацией

Получить дополнительную информацию о звёздах мы сможем из презентации, которую приготовили ребята, а подробнее изучим материал на последующих уроках.

Откройте критерии оценки презентации и проставьте баллы за работу над презентацией. (Приложение 1)

Какую оценку получили ребята? Что понравилось? Ваши пожелания.

3. Закрепление новых знаний.

Проверка усвоения материала (тест)

1. Какие единицы используют при измерении расстояний до звезд?

А. Световой год.

Б. Парсек.

В. Годичный параллакс.

2. Парсек - это... (выберите правильное утверждение)

A. ... расстояние, которое свет проходит в течение года.

Б. ... расстояние, равное большой полуоси земной орбиты.

B. ... расстояние, с которого большая полуось земной орбиты, перпендикулярная лучу зрения, видна под углом в 1".

3. Годичный параллакс звезды - это …

A. ... угол, под которым со звезды можно было бы видеть большую полуось земной орбиты, если она перпендикулярна лучу зрения.

Б. ... угол, под которым со светила виден радиус Земли, перпендикулярный к лучу зрения.

B. ... угол, под которым виден с Земли диаметр Луны, перпендикулярный лучу зрения.

4. Самую низкую температуру имеют...

A. ... белые звезды.

Б. ... желтые звезды.

B. ... красные звезды.

5. Основными элементами в атмосферах звезд являются...

А. ... азот и кислород, как в земной атмосфере.

Б. ... водород и гелий, как в солнечной атмосфере.

B. ... молекулярный водород и метан, как в атмосфере планет-гигантов.

Работа с подвижной картой звездного неба

Наложив накладной круг на карту, установите вид звездного неба на данное время. Какие из названных звезд можно было бы пронаблюдать на небе?

4. Итог урока.

Эпиграфом к сегодняшнему уроку взяты слова: “Учиться можно только весело… Чтобы переваривать знания, надо поглощать их с аппетитом”. (Франс А.)

Как вы думаете, сегодняшний урок помог нам это сделать?

Лекция №8. Методы определения расстояний до космических объектов *

Суточный параллакс.

Определение расстояний до планет.

Определение расстояний до ближайших звезд.

Фотометрический метод определения расстояний.

Определение внегалактических расстояний.

Определение расстояний по красному смещению

Единицы расстояний в астрономии.

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 измерений а.е. Международный астрономический союз принял в 1976 г. значение 1 а.е. =149597870 2 км.

1. Суточный параллакс

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 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. 1. Суточный параллакс

Иными словами, суточный параллакс есть угол р", под которым со светила был бы виден радиус Земли, проведенный в точку наблюдения (рис. 1).

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 р.

Из соотношения между сторонами и углами тре­угольников ТОМ" и ТОМ (рис.1) имеем

R / Δ = sin p / / sin z / и R / Δ = sin p (1)

Отсюда получаем

sin p / =sin p sin z / . (2)

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

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

p " = p sin z ". (3)

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 р.

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 Ro = 6 378 км, а горизонтальные параллаксы, вычисленные для него, назы­ваются горизонтальными экваториальными параллаксами р о . Именно эти параллаксы тел Солнечной системы приводятся во всех справочных пособиях.

1. Определение расстояний до планет.

Другой метод определения связан с использованием третьего (уточненного) закона Кеплера. В этом случае среднее расстояние r планеты от Солнца (в долях а.е.) находят по периоду ее обращения T:

где r выражено в а.е., а T - в земных годах. Массой планеты по сравнению с массой Солнца можно пренебречь. Формула (4) следует из 3-го закона Кеплера. Расстояния до Луны и планет с высокой точностью определены методами радиолокации.

Расстояния между звездами настолько велики, что измерять их километрами или милями - занятие с бесконечными нолями. Привычную систему измерений применяют для обозначения расстояний в одной системе. К примеру называют, что минимальное расстояние от Земли до Марса - 55,76 миллионов километров. Со звездами всё сложнее, и здесь обычно используют понятия светового года и парсека.

Астрономическая единица - принятая в астрономии единица измерения объектов Солнечной системы и ближайших к ней объектов Вселенной. Астрономическая единица равна 149 598 100 км (+- ~750 км), что приблизительно равняется среднему расстоянию Земли от Солнца. Современные наблюдения зафиксировали постепенно увеличение значения на 15 см ежегодно, что объясняется, возможной потерей Солнцем массы, последствия солнечного ветра.

Световой год - расстояние, которое свет проходит за один год, в метрах это 9 460 730 472 580 800. На самом деле свет звезд, который мы видим в безоблачную ночь, шёл до нашей планеты многие столетия, а некоторые из них вообще больше не существуют.

Парсек , он же «параллакс угловой секунды» - это расстояние, с которого средний радиус орбиты Земли (перпендикулярный лучу зрения), виден под углом в одну секунду угловую. Если совсем просто, то парсек = 3,26 световым годам.

Интересно то, что в научно-популярной и фантастической литературе принято использовать понятие светового года, а парсеками обычно пользуются только в профессиональных трудах и исследованиях.

(Галактика UDFj-39546284 - самая далекая от Земли галактика (13,3 миллиардов световых лет от Земли), на снимке, сделанным телескопом Хаббл выглядит, как красная точка )

Ближайшая к нам звезда - это Альфа Центавра, которая находится от Земли на расстоянии в 4,37 световых лет. А вот до самой удалённой галактики (по состоянию на декабрь 2012 года) от Земли целых 13,3 миллиардов световых лет!. Получается, когда солнце этой самой галактики (известной под индексом UDFj-39546284) потухнет, человечество об этом узнает еще не скоро.