Определение размеров небесных тел и расстояний до них

Министерство  образования Республики Беларусь

Учреждение  образования Лицей №1

 

 

 

 

Определение размеров небесных тел и расстояний до них

                                                     

 

 

 

 

                                              

 

 

 

                                                        Выполнила ученица 11 «Д» класса

                                                                     Букатко Анастасия Валерьяновна

 

      

 

г. Лида

2012 г.

 

СОДЕРЖАНИЕ

 

Введение --------------------------------------------------------------------------------------------3

 

Глава 1. Определение размеров небесных тел---------------------------------------- 5

 

Глава 2. Определение расстояний до небесных тел----------------------------------7

Заключение----------------------------------------------------------------------------------------11

Литература ----------------------------------------------------------------------------------------12

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

                                                          

 

 

 

 

 

 

 

 

 

                                                                         ВВЕДЕНИЕ

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.

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. 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.

 

                                         

 

 

 

 

 

 

 

 

                                                 Глава 1.

                       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.

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

Глава 2

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.

Зная расстояние между наблюдателями  и угол между направлениями, под  которым они видят цель, легко  можно высчитать расстояние до нее. Это делается при помощи тригонометрии. Ученые тоже «целятся» на звезды, но не из ружей, а при помощи телескопов. Угол между направлениями двух телескопов на звезду определяют по специальным  приборам с точностью до 1/100 доли секунды дуги. При отсчетах таких  мельчайших частей дуги астрономы пользуются микроскопами.

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.