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. Ещё в античности учёные пытались определять размеры Земли и расстояния до небесных тел. В III веке до нашей эры Эратосфен достаточно точно оценил размер Земли, а позднее астрономы использовали геометрию и наблюдения для определения относительных расстояний в Солнечной системе.
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. Геометрические методы не устарели: звёздный параллакс и сегодня служит основой измерения расстояний до ближайших звёзд, а для более далёких объектов используются другие ступени так называемой шкалы космических расстояний.
В пределах Солнечной системы важную роль играет радиолокационный способ измерения расстояний: радиосигнал посылают к Луне, планете или астероиду и измеряют время его возвращения. 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). Радиолокация применима главным образом к объектам Солнечной системы: для далёких звёзд и галактик отражённый сигнал слишком слаб.