астрономия

Определение расстояния до небесных тел

Главная » Понятия, методы и законы » Определение расстояния до небесных тел

На Земле определение расстояний обычно не составляет особого труда, но когда дело касается масштабов, в миллионы раз превышающих земные, обычные способы не годятся. За долгие годы развития астрономии появилось несколько способов определения расстояний до небесных тел, но универсальный так и не был выработан, поэтому определённый метод выбирают, обычно исходя из условий.

Задача определения расстояний до различных небесных тел и их размеров была поставлена уже в древности. Первое из документальных подтверждений подобных попыток относится к 360 году до нашей эры - однако тогда Аристотелю не удалось достигнуть особой точности. В 125 г. до нашей эры Гиппарху удалось довольно точно определить радиус Земли, а Николаю Копернику в начале XVI века – расстояние от Земли до Солнца и других планет Солнечной системы.

Расстояние до планет Солнечной системы можно определить по третьему закону Кеплера, если известны их периоды обращений и одно из значений полуоси орбиты. Можно найти расстояние до небесного тела в пределах Солнечной системы путём решения несложной геометрической задачи. Для этого необходимо начертить треугольник, взяв за основу (базис) известный земной радиус, а в качестве вершины планету, расстояние до которой необходимо измерить, и найти неизвестную сторону через теорему синусов. Однако эти способы являются достаточно устаревшими и сейчас в астрономии практически не используются, так как приходится определять расстояния до объектов, находящихся далеко за пределами Солнечной системы.

Гораздо чаще в настоящее время используют радиолокационный способ измерения расстояний, который был разработан советскими физиками Л.И. Мандельштамом и Н.Д. Папалекси. Суть его состоит в измерении промежутка времени, за который посланный к небесному телу луч пройдёт путь до объекта измерения и обратно. За скорость распространения волны в космическом пространстве принимают скорость распространения волны в вакууме (скорость света) – 300 000 км/с. После того, как время прохождения волн определено, остаётся умножить его на скорость света и разделить на 2 (ведь путь луч преодолевает дважды). Основная сложность данного метода заключается в том, что для создания луча необходимой мощности требуется значительная энергия и антенны с большим диаметром зеркала.















Это интересно...

Нейтронные звёзды- самые маленькие звёзды. Их диаметр- от 10 до 30 км. Нейтронные звёзды образуются из останков звёзд, которые взорвались. Они обладают самой большой плотностью. Если можно бы можно было отделить песчинку от такой звезды, её масса равнялась бы массе небоскрёба.