أرز. 1. المنظر اليومي

وبعبارة أخرى، المنظر اليومي هو الزاوية ص"،والتي سيكون من خلالها مرئيًا نصف قطر الأرض المرسوم إلى نقطة المراقبة (الشكل 1).

بالنسبة للنجم الموجود في السمت وقت الرصد، يكون المنظر اليومي صفرًا. لو كانت مشرقة ميتم ملاحظتها في الأفق، ثم يأخذ المنظر اليومي قيمة قصوى ويتم استدعاؤه المنظر الأفقي للنهر.

من العلاقة بين أضلاع وزوايا المثلثات مقدار"و مقدار(الشكل 1) لدينا

R / Δ = الخطيئة ع / / الخطيئة ض / و R / Δ = الخطيئة ص (1)

من هنا نحصل

الخطيئة ع / = الخطيئة ع الخطيئة ض / . (2)

المنظر الأفقي لجميع أجسام النظام الشمسي صغير (بالنسبة للقمر في المتوسط ص - 57"، بالقرب من الشمس ع = 8.79"، الكواكب أقل من 1".

وبالتالي جيب الزوايا رو p" في الصيغة الأخيرة يمكن استبدالها بالزوايا نفسها وكتابتها

ص" = ص خطيئة ض". (3)

بسبب اختلاف المنظر اليومي، يظهر لنا النجم في مستوى منخفض فوق الأفق مما سيكون عليه لو تم الرصد من مركز الأرض؛ في هذه الحالة، يتناسب تأثير اختلاف المنظر على ارتفاع النجم مع جيب مسافة السمت، وقيمته القصوى تساوي اختلاف المنظر الأفقي ر.

وبما أن الأرض لها شكل كروي، لتجنب الخلافات في تحديد المنظر الأفقي، فمن الضروري حساب قيمها لنصف قطر معين من الأرض. نصف القطر الاستوائي للأرض Ro = 6,378 كم يؤخذ على هذا النحو، ويسمى المنظر الأفقي المحسوب له المنظر الاستوائي الأفقي ص يا . إن اختلافات المنظر في أجسام النظام الشمسي هي التي وردت في جميع الكتب المرجعية.

1. تحديد المسافات إلى الكواكب.

ترتبط طريقة أخرى للتحديد باستخدام قانون كبلر الثالث (المكرر). في هذه الحالة، يتم العثور على متوسط ​​المسافة r للكوكب من الشمس (بأجزاء من الاتحاد الأفريقي) من الفترة المدارية T:

حيث يتم التعبير عن r بـ AU وT في سنوات الأرض. ويمكن إهمال كتلة الكوكب مقارنة بكتلة الشمس. الصيغة (4) تتبع قانون كبلر الثالث. يتم تحديد المسافات إلى القمر والكواكب بدقة عالية باستخدام طرق الرادار.

مقدمة................................................. ........................................... 3

تحديد المسافات إلى الأجسام الفضائية. 3

تحديد المسافات إلى الكواكب ........................................... ...... .............. 4

تحديد المسافات إلى أقرب النجوم .......................................... ........... 4

طريقة المنظر. ............................................................................................ 4

الطريقة الضوئية لتحديد المسافات. ................................. 6

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

القيفاويات. ............................................................................................................. 8

الببليوغرافيا .............................................. . .......... 9

مقدمة.

ترتبط معرفتنا بالكون ارتباطًا وثيقًا بقدرة الإنسان على تحديد المسافات في الفضاء. منذ زمن سحيق والسؤال "إلى أي مدى؟" لعبت دورًا أساسيًا لعالم الفلك في محاولاته لفهم خصائص الكون الذي يعيش فيه. ولكن مهما كانت رغبة الإنسان في المعرفة عظيمة، فإنها لا يمكن أن تتحقق إلا إذا كانت الأدوات شديدة الحساسية والكمال تحت تصرف الناس. وهكذا، على الرغم من أن الأفكار حول العالم المادي تطورت باستمرار على مر القرون، إلا أن الحجب التي أخفت معالم الفضاء ظلت سليمة. على مدى القرون الماضية، فكر الفلاسفة وعلماء الفلك في المسافات الكونية وبحثوا بجد عن طرق لقياسها. ولكن كل شيء كان عبثا، لأنه لا يمكن صنع الأدوات اللازمة لذلك. وأخيرًا، بعد أن تم استخدام التلسكوبات من قبل علماء الفلك لسنوات عديدة وكرس العباقرة الأوائل مواهبهم لدراسة الثروات التي تنتجها هذه التلسكوبات، فقد حان الوقت لاتحاد الميكانيكا الدقيقة والبصريات المثالية لإنشاء أداة قادرة على حل مشكلة المسافات. تمت إزالة الحواجز، وجمع العديد من علماء الفلك معرفتهم ومهاراتهم وحدسهم لتحديد المسافات الهائلة التي تفصل بيننا وبين العوالم النجمية.

في عام 1838، نجح ثلاثة علماء فلك (في أجزاء مختلفة من العالم) في قياس المسافات إلى بعض النجوم. حدد فريدريش فيلهلم بيسل في ألمانيا المسافة إلى نجم الدجاجة 61. وحدد عالم الفلك الروسي المتميز فاسيلي ستروفه المسافة إلى النجم فيغا. في رأس الرجاء الصالح في جنوب أفريقيا، قام توماس هندرسون بقياس المسافة إلى أقرب نجم إلى الشمس - ألفا سنتوري. في كل هذه الحالات، قام علماء الفلك بقياس مسافات زاوية صغيرة بشكل لا يصدق لتحديد ما يسمى المنظر. ويعود نجاحهم إلى حقيقة أن النجوم التي قاموا بقياس المسافات إليها كانت قريبة نسبيا من الأرض.

تحديد المسافات إلى الأجسام الفضائية.

في علم الفلك لا توجد طريقة عالمية واحدة لتحديد المسافات. عندما ننتقل من الأجرام السماوية القريبة إلى الأجرام البعيدة، يتم استبدال بعض طرق تحديد المسافات بأخرى، والتي، كقاعدة عامة، تكون بمثابة الأساس للطرق اللاحقة. دقة تقدير المسافة محدودة إما بدقة الطريقة الأكثر فظاظة أو بدقة القياس بوحدة الطول الفلكية (AU)، والتي تعرف قيمتها من القياسات الرادارية مع خطأ جذر متوسط ​​مربع قدره 0.9 كم. ويساوي 149597867.9 ± 0.9 كم. مع الأخذ بعين الاعتبار التغيرات المختلفة أ. هـ) اعتمد الاتحاد الفلكي الدولي القيمة 1 أ في عام 1976. هـ = 149597870 ± 2 كم.

تحديد المسافات إلى الكواكب.

أين ص أعرب في أ. ه، أ ت - في سنوات الأرض. كتلة الكوكب م مقارنة بكتلة الشمس م ج يمكن إهمالها. تتبع الصيغة قانون كبلر الثالث (مربعات فترات دوران الكواكب حول الشمس تتناسب مع مكعبات متوسط ​​مسافاتها من الشمس).

يتم أيضًا تحديد المسافات إلى القمر والكواكب بدقة عالية باستخدام طرق الرادار الكوكبي.

تحديد المسافات إلى أقرب النجوم.

طريقة المنظر.

وبسبب الحركة السنوية للأرض في مدارها، تتحرك النجوم القريبة قليلا مقارنة بالنجوم "الثابتة" البعيدة. وعلى مدار عام، يصف هذا النجم شكلًا بيضاويًا صغيرًا على الكرة السماوية، تصبح أبعاده أصغر كلما زاد بعد النجم. في القياس الزاوي، فإن المحور شبه الرئيسي لهذا القطع الناقص يساوي تقريبًا الزاوية القصوى التي يمكن رؤية 1 AU منها من النجم. هـ (شبه المحور الرئيسي لمدار الأرض)، عمودي على اتجاه النجم. هذه الزاوية (p)، التي تسمى المنظر السنوي أو المثلثي للنجم، والتي تساوي نصف إزاحته الظاهرة في السنة، تعمل على قياس المسافة إليه بناءً على العلاقات المثلثية بين أضلاع وزوايا المثلث ZSA، حيث الزاوية p والأساس هو المحور شبه الرئيسي لمدار الأرض (انظر الشكل 1).

مسافة ص إلى النجم، الذي تحدده قيمة المنظر المثلثي p، يساوي:

ص = 206265""/ع (الاتحاد الأفريقي)،

حيث يتم التعبير عن المنظر p بالثواني القوسية.

تحديد المسافة بالسرعات النسبية.

المؤشر غير المباشر للمسافة إلى النجوم هو سرعتها النسبية: كقاعدة عامة، كلما اقترب النجم، كلما تحرك عبر الكرة السماوية. وبطبيعة الحال، من المستحيل تحديد المسافة بهذه الطريقة، ولكن هذه الطريقة تجعل من الممكن "التقاط" النجوم القريبة.

هناك أيضًا طريقة أخرى لتحديد المسافات من السرعات التي تنطبق على مجموعات النجوم. يعتمد ذلك على حقيقة أن جميع النجوم التي تنتمي إلى نفس المجموعة تتحرك في نفس الاتجاه عبر مسارات متوازية. من خلال قياس السرعة الشعاعية للنجوم باستخدام تأثير دوبلر، وكذلك السرعة التي تتحرك بها هذه النجوم بالنسبة إلى النجوم البعيدة جدًا، أي النجوم الثابتة تقليديًا، يمكننا تحديد المسافة إلى المجموعة التي تهمنا.

القيفاويات.

إحدى الطرق المهمة لتحديد المسافات الضوئية في المجرة والأنظمة النجمية المجاورة - المجرات - تعتمد على الخاصية المميزة للنجوم المتغيرة - القيفاويات.

أول كوكب قيفاوي تم اكتشافه كان d Cephei، والذي تغير سطوعه بسعة 1، درجة الحرارة (بمقدار 800 كلفن)، الحجم والنوع الطيفي. القيفاويات هي نجوم غير مستقرة من الفئات الطيفية من F6 إلى G8، وهي تنبض نتيجة عدم التوازن بين الجاذبية والضغط الداخلي، ويشبه منحنى التغيرات في بارامتراتها القانون التوافقي. مع مرور الوقت، تضعف الاهتزازات وتموت؛ حتى الآن، تم اكتشاف توقف تدريجي للتقلبات في النجم RU Giraffi، الذي تم اكتشافه في عام 1899. بحلول عام 1966، توقفت تقلباته تماما. تتراوح فترات القيفاويات المختلفة من 1.5 ساعة إلى 45 يومًا. جميع النجوم القيفاوية هي عمالقة ذات لمعان كبير، ويعتمد اللمعان بشكل صارم على الفترة وفقًا للصيغة:

م= – 0.35 – 2.08 لتر ت .

وبما أنه على النقيض من مخطط هيرتزسبرونغ-راسل أعلاه (انظر الشكل 2)، فإن الاعتماد واضح، ويمكن تحديد المسافات بشكل أكثر دقة. بالنسبة للنجوم القيفاوية طويلة الأمد (فترات التذبذب من 1 إلى 146 يومًا)، والتي تنتمي إلى المجموعة النجمية من النوع الأول (المكون المسطح للمجرة)، تم إنشاء علاقة مهمة بين الفترة واللمعان، والتي بموجبها كلما قصرت الفترة تذبذبات السطوع، كلما كانت القيمة القيفاوية خافتة في القيمة المطلقة. معرفة الفترة من الملاحظات ت يمكنك العثور على الحجم المطلق م ومعرفة القدر المطلق وإيجاد القدر الظاهر من المشاهدات م يمكنك العثور على المسافة. يتم استخدام هذه الطريقة للعثور على المسافات ليس فقط لتحديد المسافة إلى القيفاويات نفسها، ولكن أيضًا لتحديد المسافات إلى المجرات البعيدة التي تم اكتشاف القيفاويات فيها (ليس من الصعب جدًا القيام بذلك، نظرًا لأن القيفاويات تتمتع بلمعان مرتفع إلى حد ما).

ببليوغرافيا .

1. Sunyaev R. A. فيزياء الفضاء، الطبعة الثانية. موسكو، أد. "الموسوعة السوفيتية"، 1986

2. فولينسكي بكالوريوس علم الفلك. موسكو، أد. "التنوير"، 1971

3. Agekyan T. A. النجوم، المجرات، Metagalaxy. موسكو، أد. "العلم"، 1970

4. Mukhin L. M. عالم علم الفلك. موسكو، أد. "الحرس الشاب" 1987

5. ليفيت آي. ما وراء العالم المعروف: من الأقزام البيضاء إلى النجوم الزائفة. موسكو، أد. "العالم"، 1978

مقدمة................................................. ........................................... 3

تحديد المسافات إلى الأجسام الفضائية. 3

تحديد المسافات إلى الكواكب ........................................... ...... .............. 4

تحديد المسافات إلى أقرب النجوم .......................................... ........... 4

طريقة المنظر............................................................................................. 4

تحديد المسافة بالسرعات النسبية.........................

القيفاويات.............................................................................................................. 8

الببليوغرافيا .............................................. . .......... 9

مقدمة.

ترتبط معرفتنا بالكون ارتباطًا وثيقًا بقدرة الإنسان على تحديد المسافات في الفضاء. منذ زمن سحيق والسؤال "إلى أي مدى؟" لعبت دورًا أساسيًا لعالم الفلك في محاولاته لفهم خصائص الكون الذي يعيش فيه. ولكن مهما كانت رغبة الإنسان في المعرفة عظيمة، فإنها لا يمكن أن تتحقق إلا إذا كانت الأدوات شديدة الحساسية والكمال تحت تصرف الناس. وهكذا، على الرغم من أن الأفكار حول العالم المادي تطورت باستمرار على مر القرون، إلا أن الحجب التي أخفت معالم الفضاء ظلت سليمة. على مدى القرون الماضية، فكر الفلاسفة وعلماء الفلك في المسافات الكونية وبحثوا بجد عن طرق لقياسها. ولكن كل شيء كان عبثا، لأنه لا يمكن صنع الأدوات اللازمة لذلك. وأخيرًا، بعد أن تم استخدام التلسكوبات من قبل علماء الفلك لسنوات عديدة وكرس العباقرة الأوائل مواهبهم لدراسة الثروات التي تنتجها هذه التلسكوبات، فقد حان الوقت لاتحاد الميكانيكا الدقيقة والبصريات المثالية لإنشاء أداة قادرة على حل مشكلة المسافات. تمت إزالة الحواجز، وجمع العديد من علماء الفلك معرفتهم ومهاراتهم وحدسهم لتحديد المسافات الهائلة التي تفصل بيننا وبين العوالم النجمية.

في عام 1838، نجح ثلاثة علماء فلك (في أجزاء مختلفة من العالم) في قياس المسافات إلى بعض النجوم. حدد فريدريش فيلهلم بيسل في ألمانيا المسافة إلى نجم الدجاجة 61. وحدد عالم الفلك الروسي المتميز فاسيلي ستروفه المسافة إلى النجم فيغا. في رأس الرجاء الصالح في جنوب أفريقيا، قام توماس هندرسون بقياس المسافة إلى أقرب نجم إلى الشمس - ألفا سنتوري. في كل هذه الحالات، قام علماء الفلك بقياس مسافات زاوية صغيرة بشكل لا يصدق لتحديد ما يسمى المنظر. ويعود نجاحهم إلى حقيقة أن النجوم التي قاموا بقياس المسافات إليها كانت قريبة نسبيا من الأرض.

تحديد المسافات إلى الأجسام الفضائية.

في علم الفلك لا توجد طريقة عالمية واحدة لتحديد المسافات. عندما ننتقل من الأجرام السماوية القريبة إلى الأجرام البعيدة، يتم استبدال بعض طرق تحديد المسافات بأخرى، والتي، كقاعدة عامة، تكون بمثابة الأساس للطرق اللاحقة. دقة تقدير المسافة محدودة إما بدقة الطريقة الأكثر فظاظة أو بدقة القياس بوحدة الطول الفلكية (AU)، والتي تعرف قيمتها من القياسات الرادارية مع خطأ جذر متوسط ​​مربع قدره 0.9 كم. ويساوي 149597867.9 ± 0.9 كم. مع الأخذ بعين الاعتبار التغيرات المختلفة أ. هـ) اعتمد الاتحاد الفلكي الدولي القيمة 1 أ في عام 1976. هـ = 149597870 ± 2 كم.

تحديد المسافات إلى الكواكب.

أين ص أعرب في أ. ه، أ ت - في سنوات الأرض. كتلة الكوكب م مقارنة بكتلة الشمس م ج يمكن إهمالها. تتبع الصيغة قانون كبلر الثالث (مربعات فترات دوران الكواكب حول الشمس تتناسب مع مكعبات متوسط ​​مسافاتها من الشمس).

يتم أيضًا تحديد المسافات إلى القمر والكواكب بدقة عالية باستخدام طرق الرادار الكوكبي.

تحديد المسافات إلى أقرب النجوم.

طريقة المنظر.

وبسبب الحركة السنوية للأرض في مدارها، تتحرك النجوم القريبة قليلا مقارنة بالنجوم "الثابتة" البعيدة. وعلى مدار عام، يصف هذا النجم شكلًا بيضاويًا صغيرًا على الكرة السماوية، تصبح أبعاده أصغر كلما زاد بعد النجم. في القياس الزاوي، فإن المحور شبه الرئيسي لهذا القطع الناقص يساوي تقريبًا الزاوية القصوى التي يمكن رؤية 1 AU منها من النجم. هـ (شبه المحور الرئيسي لمدار الأرض)، عمودي على اتجاه النجم. هذه الزاوية (p)، التي تسمى المنظر السنوي أو المثلثي للنجم، والتي تساوي نصف إزاحته الظاهرة في السنة، تعمل على قياس المسافة إليه بناءً على العلاقات المثلثية بين أضلاع وزوايا المثلث ZSA، حيث الزاوية p والأساس هو المحور شبه الرئيسي لمدار الأرض (انظر الشكل 1).

مسافة ص إلى النجم، الذي تحدده قيمة المنظر المثلثي p، يساوي:

ص = 206265""/ع (الاتحاد الأفريقي)،

حيث يتم التعبير عن المنظر p بالثواني القوسية.

لتسهيل تحديد المسافات إلى النجوم باستخدام اختلاف المنظر، يستخدم علم الفلك وحدة خاصة للطول - البارسيك (ps). النجم الموجود على مسافة 1 جهاز كمبيوتر لديه اختلاف المنظر 1 "". وفقا للصيغة المذكورة أعلاه، 1 بس = 206265 أ. هـ = 3.086·10 18 سم.

جنبا إلى جنب مع الفرسخ الفلكي، يتم استخدام وحدة خاصة أخرى للمسافة - السنة الضوئية (أي المسافة التي يقطعها الضوء في سنة واحدة)، وهي تساوي 0.307 ps، أو 9.46 10 17 سم.

أقرب نجم إلى النظام الشمسي هو القزم الأحمر ذو القدر الثاني عشر بروكسيما سنتوري، وله اختلاف المنظر 0.762، أي أن المسافة إليه هي 1.31 ps (4.3 سنة ضوئية).

الحد الأدنى لقياس المنظر المثلثي هو ~0.01 بوصة، لذلك يمكن استخدامه لقياس المسافات التي لا تتجاوز 100 ps مع خطأ نسبي قدره 50%. (وعلى مسافات تصل إلى 20 ب.س لا يتجاوز الخطأ النسبي 10%). وقد تم تحديد المسافات إلى حوالي 6000 نجم حتى الآن بهذه الطريقة. يتم تحديد المسافات إلى النجوم البعيدة في علم الفلك بشكل أساسي من خلال الطريقة الضوئية.

الجدول 1. أقرب عشرين نجمًا.

الطريقة الضوئية لتحديد المسافات.

إن الإضاءة الناتجة عن مصادر الضوء ذات القدرة المتساوية تتناسب عكسيا مع مربعات المسافات إليها. وبالتالي، فإن السطوع الظاهري للنجوم المتماثلة (أي الإضاءة التي يتم إنشاؤها بالقرب من الأرض في منطقة واحدة متعامدة مع أشعة الضوء) يمكن أن يكون بمثابة مقياس للمسافة إليهم. التعبير عن الإضاءات بالأحجام ( م - الحجم الظاهري، م - الحجم المطلق) يؤدي إلى الصيغة الأساسية التالية للمسافات الضوئية ص و (ملاحظة).

لقد افترض العلماء منذ فترة طويلة أن النجوم لها نفس الطبيعة الفيزيائية للشمس. ونظرًا للمسافات الهائلة، فإن أقراص النجوم غير مرئية حتى بالتلسكوبات القوية. لمقارنة النجوم مع بعضها البعض ومع الشمس، من الضروري إيجاد طرق لتحديد المسافات إليها. الطريقة الرئيسية هي طريقة الإزاحة المنظرية للنجوم، والتي ناقشناها سابقًا. وبما أن نصف قطر الأرض صغير جدًا مقارنة بالمسافة إلى النجوم، فمن الضروري اختيار أساس أكبر لقياس الإزاحة المنظرية للنجوم. حتى N. Copernicus فهم أنه وفقا لنظامه الشمسي، يجب أن تصف النجوم القريبة على خلفية النجوم البعيدة القطع الناقص نتيجة للحركة السنوية للأرض حول الشمس.

تحدث الحركة الظاهرة لنجم أقرب على خلفية النجوم البعيدة جدًا على طول القطع الناقص بفترة سنة واحدة وتعكس حركة الراصد مع الأرض حول الشمس. يُشار إلى موضع الأرض في المدار وموقع النجم في السماء الذي يمكن رؤيته من الأرض في هذا الشكل بنفس الأرقام. يُطلق على القطع الناقص الصغير الذي يصفه النجم اسم القطع الناقص المنظري. في القياس الزاوي، فإن المحور شبه الرئيسي لهذا القطع الناقص يساوي الزاوية التي يمكن عندها رؤية المحور شبه الرئيسي لمدار الأرض من النجم، بشكل عمودي على اتجاه النجم. تسمى هذه الزاوية المنظر السنوي(\(\باي\)). تعتبر الإزاحات المنظرية للنجوم بمثابة دليل دامغ على ثورة الأرض حول الشمس.

يتم تحديد المسافات إلى النجوم من خلال إزاحتها المنظرية السنوية، والتي يتم تحديدها من خلال حركة الراصد (مع الأرض) على طول مدار الأرض.

إذا كان \(CT = a\) هو متوسط ​​نصف قطر مدار الأرض، فإن \(SC = r\) هي المسافة إلى النجم \(S\) من الشمس \(C\)، والزاوية \(\ pi \) هو المنظر السنوي للنجم , ذلك \

نظرًا لأن اختلاف المنظر السنوي للنجوم يتم تقديره بالكسور العشرية من الثانية، و1 راديان يساوي \((206\:265)""\)، فيمكن تحديد المسافة إلى النجم من العلاقة \

عند قياس المسافات إلى النجوم، تكون الوحدة الفلكية صغيرة جدًا. لذلك، لتسهيل تحديد المسافات إلى النجوم في علم الفلك، يتم استخدام وحدة خاصة للطول - بارسيك (كمبيوتر)، ويأتي اسمها من الكلمات "المنظر" و "الثانية". بارسيك- هذه هي المسافة التي يمكن رؤية نصف قطر مدار الأرض بزاوية \(1""\).

وفقًا للصيغة \(r = \frac((206\:265)"")((\pi)"")\)، \(1\:pk = 206\:265\:a.\:e. = 3.086 \cdot 10^(13)\:كم\). وبالتالي، سيتم تحديد المسافة إلى النجوم بالفرسخ الفلكي بواسطة التعبير \

عادة ما يتم التعبير عن المسافات إلى أجسام النظام الشمسي بالوحدات الفلكية. عادة ما يتم التعبير عن المسافات إلى الأجرام السماوية خارج النظام الشمسي بالفراسخ الفلكية، والكيلو فرسخ فلكي (\(1\:kpc = 10^(3)\:pc\)) والميجا فرسخ فلكي (\(1\:Mpc = 10^(6 )\ :pk\)))، وكذلك بالسنوات الضوئية (\(1\:st.\:g. = 9.46 \cdot 10^(12)\:km = 63\:240\:a.\: e. = 0.3067\:pc\) أو \(1\:pc = 3.26\:sv.\:g.\)). سنة ضوئية- المسافة التي يقطعها الإشعاع الكهرومغناطيسي (في الفراغ) خلال سنة واحدة.

الحد الأدنى لقياسات اختلاف المنظر لا يتجاوز \((0.005)""\)، مما يجعل من الممكن تحديد مسافات لا تزيد عن 200 قطعة. يتم تحديد المسافات إلى الأجسام البعيدة بدقة أقل وباستخدام طرق أخرى.

لدراسة بنية الكون وطبيعة الأجرام السماوية، يجب على عالم الفلك أولاً أن يكون قادرًا على تحديد المسافات إلى الأشياء الكونية التي تهمه. كيف يتم قياس المسافات إلى القمر والكواكب والشمس والنجوم؟

وكل هذه المسافات تعتمد في النهاية على متوسط ​​مسافة الأرض من الشمس - ما يسمى بالوحدة الفلكية، وتعتمد بشكل مباشر على دقة قياس حجم الأرض نفسها.

عند مراقبة الشمس من نقاط بعيدة على سطح الأرض، يتعرض ضوء النهار لدينا لتحول المنظر. سيكون الأمر رائعًا إذا كان هناك مراقبان في نقطتين متقابلتين تمامًا على الكرة الأرضية. أظهرت القياسات أن زاوية هذا الإزاحة صغيرة جدًا - حوالي 18 ثانية قوسية، أي أنه في هذه الزاوية يجب أن تكون أرضنا مرئية من الشمس.

ومن المعروف من علم المثلثات أن الجسم يكون مرئياً بزاوية تساوي ثانية واحدة من القوس إذا تمت إزالته من الراصد على مسافة تزيد 206.265 مرة عن أبعاده الخطية أو قطره. ولذلك فإن المسافة بين الأرض والشمس تبلغ حوالي 11500 مرة قطر الأرض. ومع ذلك، بسبب سطوع الشمس العالي وتسخين الجهاز (بعد كل شيء، أنبوب التلسكوب موجه إلى ضوء النهار!) تؤدي مثل هذه القياسات إلى فقدان الدقة. لذلك قرر الفلكيان الفرنسيان جيان دومينيكو كاسيني وجان ريشيت (حوالي 1640-1696) تحديد المسافة إلى الشمس عن طريق قياس اختلاف المنظر المريخي - الإزاحة الزاوية للكوكب على خلفية النجوم البعيدة - خلال معارضته الكبيرة في عام 1672. قامت كاسيني بقياس موقع الكوكب من باريس، وريتشيت من كايين، وهي مدينة في غيانا الفرنسية في أمريكا الجنوبية.

مع اكتشاف قانون كبلر الثالث، أصبحت المسافات النسبية للكواكب في النظام الشمسي، والتي تم التعبير عنها بأجزاء من متوسط ​​المسافة بين الأرض والشمس، معروفة جيدًا. ولكن من أجل الحصول على مقياس نظام الكواكب وتحديد القيمة المطلقة للوحدة الفلكية، كان يكفي قياس المسافة بين أي كوكبين. يمكن قياس موقع الكواكب بالنسبة للنجوم بدقة أكبر بكثير من قياس موقع الشمس الساطعة في سماء النهار. وهذا ما استفاد منه كاسيني وريتشيت لأول مرة.

أعطت المعالجة الرياضية للملاحظات التي أجرتها كاسيني عام 1673 قيمة اختلاف المنظر الشمسي قدرها 9.5 ثانية قوسية. هنا يجب أن يُفهم المنظر على أنه الزاوية التي يمكن عندها رؤية نصف القطر الاستوائي للأرض من النجم. ومن هنا تبين أن متوسط ​​مسافة الأرض عن الشمس (وحدة فلكية واحدة) يساوي 138.5 مليون كيلومتر (بمقاييس الطول الحديثة)، وهو أقل بمقدار 11.1 مليون كيلومتر من القيمة الفعلية. ولكن في ذلك الوقت، حتى هذه النتيجة كانت تعتبر إنجازا علميا عظيما.

اقترح عالم الفلك الإنجليزي إدموند هالي (1656-1742) طريقة لتحديد المسافة من الأرض إلى الشمس من خلال مراقبة مرور كوكب الزهرة عبر القرص الشمسي. وكان من المقرر أن يتم المرور التالي في عام 1761، وتم إرسال البعثات الفلكية إلى جميع أنحاء العالم...

لم تكن عمليات رصد عمليات العبور هذه من قبل مراقبين آخرين موثوقة تمامًا، نظرًا لأن تقديرات اختلاف المنظر الشمسي المأخوذة من العبور الأول تراوحت بين 8 و10 ثانية قوسية؛ تراوحت التقديرات من عمليات الرصد في عام 1769 بين 8 و9 ثوانٍ قوسية، وهو ما يعادل اختلافًا في المسافة من الشمس يزيد عن 18 مليون كيلومتر. لكن مقاطعتي 1874 و1882 قد أسفرتا بالفعل عن نتائج مشجعة: كان اختلاف المنظر بين 8.79 و8.86 ثانية قوسية. المسافات المحسوبة من هذه المنظر تساوي 149 مليون 669 ألف و 148 مليون 486 ألف كيلومتر على التوالي (المزيد من المنظر يعني مسافة أقل، والعكس صحيح).

وقد تم تطوير طرق أخرى لتحديد طول الوحدة الفلكية. على وجه الخصوص، أجرى علماء الفلك في مرصد بولكوفو في 1842-1880 قياسات دقيقة للتحولات في المواقع الظاهرة للنجوم التي تحدث بسبب حركة الأرض حول الشمس والسرعة المحدودة للضوء (ما يسمى بإزاحات الانحراف). ووجد أن اختلاف منظر الشمس يساوي 8.793 ثانية قوسية؛ والوحدة الفلكية تساوي 149.6 مليون كيلومتر، وهو ما يتوافق مع القياسات الحديثة. لكن مؤتمر باريس الدولي لعلماء الفلك عام 1896 اعتمد قيمًا مدورة: اختلاف المنظر يساوي 8.80 ثانية قوسية، والوحدة الفلكية تساوي 149.5 مليون كيلومتر. واستخدم علماء الفلك هذه القيم حتى عام 1970.

في يناير 1931، مر الكوكب الصغير إيروس من الأرض على مسافة 0.17 وحدة فلكية فقط. هـ - شارك في عمليات الرصد 24 مرصدًا فلكيًا، بما في ذلك مرصد بولكوفو (التصوير الفوتوغرافي بشكل أساسي). من ملاحظات إيروس، وجد أن قيمة اختلاف اختلاف الشمس للشمس تبلغ 8.790 ثانية قوسية. وبلغ متوسط ​​مسافة الأرض من الجسم المركزي، المحسوبة باستخدام المنظر الجديد، 149 مليونًا و669 ألف كيلومتر.

في الستينيات من القرن العشرين، بدأ علماء الفلك في استخدام طريقة رادارية أكثر دقة لقياس المسافات إلى الأجرام السماوية في النظام الشمسي. جوهر هذه الطريقة هو أن نبضة قوية قصيرة المدى يتم إرسالها نحو الجسم السماوي، ثم يتم استقبال الإشارة المنعكسة. سرعة انتشار موجات الراديو في الفضاء الخارجي تساوي سرعة الضوء - 299,792.458 كم/ثانية. ولذلك، إذا قمت بقياس الوقت الذي تستغرقه الإشارة بدقة للوصول إلى جرم سماوي والعودة بعد انعكاسها عن سطحه، فليس من الصعب حساب المسافة المطلوبة.

وهكذا تم توضيح المسافات إلى القمر والزهرة وعطارد والمريخ والمشتري. ومن عمليات الرصد الرادارية لكوكب الزهرة التي أجريت في الاتحاد السوفييتي والولايات المتحدة الأمريكية وإنجلترا، تم تحديد قيمة الوحدة الفلكية: 1 أ. هـ = 149,597,870 كم،مع خطأ محتمل يبلغ حوالي 1 كم. هذه الدقة أكثر من كافية لاحتياجات علم الفلك وعلم الفضاء. ولأغراض عملية، يستخدمون القيمة المقربة للوحدة الفلكية - 149 مليون 600 ألف كيلومتر، وهو ما يتوافق مع اختلاف منظر الشمس - 8.794 ثانية قوسية.

طريقة المنظر مناسبة أيضًا لتحديد المسافات إلى النجوم القريبة. يتم استخدام متوسط ​​نصف قطر مدار الأرض فقط كأساس بدلاً من نصف قطر الأرض. إذا كان المحور شبه الرئيسي لمدار الأرض، المتعامد مع اتجاه النجم، مرئيًا منه بزاوية k، فسيتم حساب المسافة إلى النجم بالصيغة:

ص=206265/ط

حيث يتم التعبير عن π بالثواني القوسية.

من الصيغة يمكن أن نرى أن اختلاف المنظر لقوس ثانية واحدة (π = 1) يتوافق مع مسافة تساوي 206,265 AU. ه. ويسمى بارسيك (من الكلمتين "المنظر" و"الثانية") ويختصر بـ PC.

البارسيك هي وحدة مسافة تستخدم على نطاق واسع في علم الفلك النجمي لأن الوحدة الفلكية صغيرة جدًا بحيث لا يمكنها قياس المسافات إلى النجوم. يتم حساب المسافة بالفرسخ الفلكي باستخدام صيغة بسيطة للغاية:

حيث π هو اختلاف منظر النجم بالثواني القوسية.

أقرب نجم لنا، ألفا سنتوري، لديه اختلاف المنظر 0.76 ثانية قوسية. وبالتالي فإن المسافة إليها هي 1.32 قطعة.

يتم قياس المسافات إلى النجوم سنة ضوئية.

السنة الضوئية هي المسافة التي يقطعها الضوء في سنة استوائية واحدة. وفي السنة الاستوائية تبلغ حوالي 3.16*10 7 ثواني. وبضرب هذا الرقم في سرعة الضوء نحصل على: 1 سنة ضوئية = 9.46 * 10 12 كم = 63,239.7 وحدة فلكية. ه.

1 فرسخ فلكي (كمبيوتر) = 30.86 * 10 12 كم = 3.26 سنة ضوئية