Параллакс звезд

Расстояние до Сириуса. Параллакс звезды— это половина угла, вершиной которого является звезда, а стороны соединяют эту вершину с крайними точками орбиты Земли вокруг Солнца. Параллакс Сириуса равен 0,371". Найдите расстояние до Сириуса в сантиметрах, световых годах ТГ парсеках. (См. таблицу физических постоянных.) Ответ. 8,3-10 см 8,8 св. лет 2,7 пк. [c.33]

Параллакс звезд 393 Параллелепипед Френеля 159 Пластинка зонная 274 Плотность излучения спектральная 419, 425 [c.510]

Параллакс Луны Солнца и планет и его влияние на координаты светил. Годовой параллакс звезд. Для простоты рассуждений, будем считать Землю за шар. Пусть О есть место наблюдателя, С—центр Земли , [c.125]

Эти величины называются годовым параллаксом звезды. [c.127]

Вследствие движения наблюдателя вместе с Землей по гелиоцентрической орбите возникает кажущееся перемещение проекций звезд по небесной сфере, называемое параллактическим смещением, или параллаксом годичным параллаксом) звезд. При вычислении видимых мест звезд необходимо перейти от гелиоцентрических средних мест звезд, данных в каталогах звездных положений, к геоцентрическим координатам. [c.103]

Применив к последнему уравнению основную операцию (1.1.051), найдем, что изменения а и б, вызванные годичным параллаксом звезды п", выражаются формулами [c.103]

Таким образом, для учета годичного параллакса звезды достаточно к редукционным постоянным этой звезды с, с, d, d прибавить поправки Дс, Дс, Ad, Ad. [c.104]

Если известно значение параллакса звезды л, то формулу ( ) следует дополнить слагаемым вида [c.119]

По определению годичный параллакс звезды равен углу Р с вершиной в звезде, который стягивается отрезком, равным большой полуоси а орбиты Земли, проведенным под прямым углом к гелиоцентрическому направлению на звезду. Поскольку d много больше а, Е Х — Е Х = SX. Следовательно, sin Р — aid. [c.78]

Теперь введем параллакс звезд Р (разд. 3.7) при помощи выражения [c.449]

Параллаксом Луны называется угол, заключенный между направлениями на Луну из центра Земли и места расположения наблюдателя (рис. 7.8). Для Солнца, планет и звезд, удаленных от Земли на огромные расстояния, параллакс является малой величиной, и его в практике для указанных светил не учитывают. Например, параллакс Солнца не превышает 9", а параллакс звезд достигает всего лишь 0,00004". Для Луны — наиболее близкого к Земле светила — величина параллакса может достигать 1 . Поэтому при измерении высоты Луны приходится учитывать поправку за параллакс. Наибольшей величины параллакс Луны достигает тогда, когда Луна находится у горизонта. [c.129]

Тригонометрический параллакс. Другой метод проверки был предложен Шварцшильдом ). Между двумя наблюдениями, произведенными с интервалом в 6 месяцев, положение Земли относительно Солнца изменяется на 3-10 см, т. е. на длину диаметра ее орбиты. Предположим, что в эти два момента мы наблюдали за какой-то звездой и измерили углы аир, как показано на рис. 1.11. Если пространство является плоским, то сумма углов а + Р всегда меньше 180°, но эта сумма приближается к значению 180°, если звезду можно считать бесконечно удаленной. Половина отклонения суммы а+р от 180° называется параллаксом. Однако для пространства, обладающего кривизной, не обязательно, чтобы сумма углов а + Р всегда была меньше 180°. [c.28]

С полугодовыми промежутками, иначе говоря, при положениях Земли на противоположных концах диаметра земной орбиты, то угол между полученными двумя направлениями будет называться годичным параллаксом (рис. 30.2). Чем дальше находится звезда от наблюдателя, тем меньше ее параллактический угол. Измеряя параллактические углы различных звезд, можно определить расстояние этих звезд до нашей планеты. [c.198]

Для звёзд с измеримым собств. движением ц (перемещение на небесной сфере в угл. секундах в год) определяют вековой параллакс, измеряя составляющую собств. движения звезды, к-рая является отражением движения Солнца к апексу. Этот способ применим только для групп звёзд, в к-рых остающиеся после учёта влияния галактич. вращения собств. движения можно считать хаотически ориентированными. При известных р и лучевых скоростях у,.(км/с) для группы звёзд можно определить ср. параллакс, если предположить, что пекулярные пространственные скорости звёзд (остающиеся после учёта галактич. вращения) распределены изотропно. В этом случае параллакс л" связан со ср. модулями ЦПУ, соотношением л" = 4,74 д. / Уг - Для звёзд диска Галактики пекулярные скорости малы и эти способы дают достаточно уверенные результаты до расстояний, не превышающих 1—2 кпк. [c.285]

Парсек параллакс-секунда (пк, рс) — расстояние, на котором большая полуось земной орбиты видна под углОм в одну угловую се< кунду I пк=3,0857-10 м. Расстояние до ближайшей звезды, Прок-симы Центавра, равно 1,31 пк. [c.100]

Орбитальное движение Земли приводит также к явлению звездной аберрации, которое было открыто Брэдли (1725—1728). Б своих наблюдениях он пытался обнаружить годичный параллакс, т. е. кажущуюся траекторию, которую описывает проекция звезды на небесный свод из-за изменения положения наблюдателя при движении Земли по орбите (рис. 8.1, а). В общем случае такая траектория должна быть эллипсом, вырождающимся в окружность для звезды, расположенной вблизи полюса эклиптики (как на рис. 8.1, а), или в отрезок прямой для звезды, лежащей в плоскости эклиптики. Брэдли нашел, что звезда действительно описывает эллипс, большая ось которого равна 41", однако направление углового отклонения звезды совершенно иное, чем должно быть при параллаксе (рис. 8.1,6) когда Земля находится в точке А, ее наблюдаемое положение смещено не в точку Л , а в точку Лг, т. е. отклонение происходит в направлении движения Земли. Кроме того, отклонение не зависит от расстояния до звезды и значительно больше, чем параллактическое смещение даже ближайших звезд. Существование параллакса неподвижных звезд было твердо установлено Бесселем лишь сто лет спустя. [c.393]

При движении наблюдателя кажущееся направление на звезду отличается от истинного подобно тому, как от- из-за параллакса (а) и аберрации (б) [c.393]

Расстояния до звезд настолько велики и размеры Земли столь малы по сравнению с расстоянием до звезд, что их экваториальные параллаксы ничтожно малы и вне пределов наблюдений. Но для звезд имеет место другое обстоятельство Земля, при годовом своем движении вокруг Солнца, описывает эллипс, близкий к кругу с радиусом около 160 млн. километров. Вообразим, что через звезду Е и центр Солнца проведена плоскость, перпендикулярная плоскости эклиптики, тогда широта звезды, когда Земля находится в точке будет когда же Земля находится в то широта звезды есть широта же, которая усматривалась бы из центра Солнца, есть (фиг. 20), и очевидно, будет [c.127]

НЫХ объектов в Солнечной системе принимают центр масс Земли, при наблюдениях звезд — центр масс Солнца. В первом случае угловое расстояние на небесной сфере между проекциями небесного объекта, равное разности направлений на этот объект из центра масс Земли и из точки на поверхности Земли, называется геоцентрическим, или суточным параллаксом. Разность направлений на звезду, проведенных из центра Солнца и центра Земли, называется гелиоцентрическим, или годичным параллаксом си. % 2.Ш). [c.124]

Наблюденные положения слабых объектов определяются дифференциальными методами, основанными на измерении разностей между соответствующими координатами объекта и координатами звезд, лежащих в его непосредственной окрестности. При редукции фотографических наблюдений влияние дифференциальной рефракции и аберрации учитывается в постоянных пластинки, координаты наблюдаемого объекта получаются в том же виде, что и координаты опорных звезд, и отнесены к тому же равноденствию и экватору. Положения опорных звезд являются обычно средними местами, взятыми из некоторого фундаментального каталога ( 2.26), поэтому наблюденное положение является астрометрическим положением, и при редукции к стандартному равноденствию эпохи 1950,0 оно непосредственно сравнимо с астрометрической эфемеридой. Дифференциальная прецессия и нутация не входят в редукцию фотографического наблюдения, однако следует учесть- поправку за параллакс. [c.141]

Геоцентрический параллакс. Горизонтальный параллакс любого небесного тела в некоторый мо.мент времени определяется как угол с вершиной в центре этого тела, опирающийся на экваториальный радиус Земли. Горизонтальный параллакс почти равен видимому вертикальному смещению небесного тела (светила) относительно фона звезд в тот момент, когда это светило восходит или заходит. Постоянная параллакса Солнца равна углу, под которым с расстояния в одну астрономическую единицу виден экваториальный радиус Земли, а ее значение принято равным 8",80. Следовательно, если обозначить геоцентрическое расстояние любого тела, выраженное в астрономических единицах, через г, то горизонтальный параллакс дается формулой [c.182]

Рис. 1.11. Схема Шварцшильда, показывающая, что на плоской поверхности а + Э< 180°. Параллакс звезды по определению ра> вен(180° —а —е)/2.

Параллакс звезд. Существование параллакса звезд было предсказано Аристархом Самосским (200 лет до и. э.) и было достоверно установлено Бесселем в 1838 г Известно, что неудачная попытка определения параллакса принадлежит Бредли, открывшему вместо этого аберрацию света звезд. [c.339]

Задача определения скорости света принадлежит к числу важнейших проблем оптики и физики вообще. Решение этой задачи имело огромное принципиальное и практическое значение. Установление того, что скорость распространения света конечна, и измерение этой скорости сделали более конкретными и ясными трудности, стоящие перед различными оптическими теориями. Первые методы определения скорости света, опиравшиеся на астрономические наблюдения, способствовали со своей стороны ясному пониманию чисто астрономических вопросов о затмениях отдаленных светил и о годичном параллаксе звезд. Точные лабораторные методы определения скорости света, выработанные впоследствии, используются при геодезической съемке. Теоретическое обоснование и экспериментальное исследование принципа Допплера в оптике сделали возможным решение задачи о лучевых скоростях светил или движущихся светящихся масс (протуберанцы, каналовые лучи) и привели к весьма широким астрономическим обобщениям. Сравнительное измерение скорости света в вакууме и различных средах послужило в свое время в качестве ехрег1теп1ит сгис1з для выбора между волновой и корпускулярной теориями света, а впоследствии привело к понятию групповой скорости, имеющему большое значение и в современной квантовой физике. Сравнение скорости распространения света с константой с максвелловской теории, обозначающей, с одной стороны, отношение между электромагнитными и электростатическими единицами заряда, а с другой — скорость распространения электромагнитного поля, сыграло важнейшую роль при обосновании электромагнитной теории света. Наконец, вопрос о влиянии движения системы на скорость распространения света и вся обширная совокупность связанных с ним экспериментальных и теоретических проблем привели к формулировке эйнштейновского принципа относительности — одного из самых значительных обобщений [c.417]

Уменьшение света обратно пропорционально второй степени расстояния до светящегося тела. Поэтому, если Солнце было бы на расстоянии от Земли в 10 000V 42 раз большем, чем Сатурн, оно оказалось бы таким же ярким, каким кажется Сатурн без своего кольца. Такое свечение немного превосходило бы свечение неподвижной звезды первой величины. Таким образом, расстояние, с которого Солнце светило бы, как неподвижная звезда, приблизительно в 100 ООО раз больше расстояния до Сатурна. При этом его угловой диаметр был бы равен 7" 16 , а параллакс, созданный годичным движением Земли, составил бы 13 . Таковы расстояния, угловой диаметр и параллакс звезд первой величины, которые равны нашему Солнцу по величине и свету . [c.201]

В декабре 1920 г. Майкельсон впервые измерил диаметр Бетель-гейзе — звезды, принадлежащей к типу так называемых гигантов. Угловой диаметр Бетельгейзе оказался равным 0,047". Зная расстояние до звезды (звездный параллакс ее не превосходит 0,03), [c.196]

Для звезд, лежащих в плоскости эклиптики, этот эллипс вырождается в прямую, а для звезд у полюса — в окружность. Брадлей действительно обнаружил подобное смещение. Но большая ось эллипса оказалась для всех звезд имеющей одни и те же угловые размеры, а именно 2а = 40",9, что значительно больше ожидаемого параллактического смещения даже для ближайшей к.Солнцу звезды наконец, направление наблюденного смещения оказалось перпендикулярным к ожидаемому вследствие параллакса (см. рис. 20.2, б). Брадлей объяснил (1728 г.) наблюденное явление, названное им аберрацией света, конечностью скорости распространения света и использовал его для определения этой скорости. Годичный параллакс, гораздо менее значительный и зависящий от расстояния до [c.420]

В 1725—1728 гг. Брадлей произвел измерения годичного параллакса неподвижных звезд. Наблюдая за одной из звезд в созвездии Дракона, Брадлей обнаружил, что ее положение менялось в течение года. За это время она описала небольшую окружность, угловые размеры которой были равны 40,9". В общем случае в результате движения Земли по орбите звезда описывает эллипс, большая ось которого имеет те же угловые размеры. Для звезд, лежащих в плоскости эклиптики ), эллипс вырождается в прямую, а для звезд у полюса — в окружность. [c.198]

Один нарсек равняется 3,26 светового года = 3,08-10 км и сооч-BeT TBj eT расстоянию до Земли такой звезды, для которой параллакс равняется 1". [c.275]

Солнечная система дает пример задач такой категории. По мы знаем только ее относительное движение. У нас отсутствуют данные для определения движения центра тяжести, так как для этого должны были бы суще-втвовать настоящие неподвижные звезды, что очень сомнительно, я эти звезды должны были бы находиться от нас так близко, что их параллакс по отношению к линии длиною 40 миллионов миль (большая озь земной орбиты) до известной степени мог бы быть принят в расчет. Аргеландер в новейшее время пытался по идее, данной старшим Гершелем, определить отношения а р [смотри уравнение (3) третьей лекции], т. е. направление движения центра тяжести, но это определение покоится на допущениях. [c.25]

ПАРСЁК (пк, рс) — единица длины в астрономии, равная расстоянию до звезды, годичный параллакс к-рой 1". 1 ПК равен 206 265 а. е. или 3,0857 10 м. [c.547]

Расстояния до ближайших звёзд определяются по их годичному параллаксу — большой полуоси зллинса, описываемого звездой на небесной сфере вследствие движения Земли вокруг Солнца. Годичный параллакс равен углу, под к рым виден со звезды ср. радиус земной орбиты а. По определению, годичный параллакс п связав с расстоянием до звезды г (пк) соотвошевием [c.285]

Рис 1. Определение параллакса близкого скопления, я — направление на радиант V — вектор пространственной скорости звезды vr — его составляющая по лучу зрения гс — составляющая в картинной плоскости, которая видна под углом ц, соответствующим собственному движению а еады. [c.285]

Первой звездой, угловой размф которой был измерен таким способов была Бетельгей (ф = 0,047"). Расстояние до этой звезды было известно по земному параллаксу. По известным угловым размерам и расстоянию "можно рассчитать линейные размеры звезды. Диаметр Бетельгейзе оказался примерно в 300 раз больше диаметра Солнца. Так же были измерены диаметры некоторых других звезд и объектов Солнечной системы. [c.168]

Парсек (пк) ( ) — единица длины, соответствующая годичному параллаксу, равному 1". Годичный параллакс — малый угол (при светиле) в прямоугольном треугольнике, в котором гипотенуза есть расстояние от Солнца до звезды, а малый катет — большая полуось земной орбиты. Годичные параллаксы служат для определения расстояний до звезд. Параллакс ближайшей звезды — Проксимы Центавра равен 0,76". Следовательно, расстояние до этой звезды 0,76 пк. 1 пк=3,0857-10 м. [c.207]

Первой звездой, у которой удалось определить угловой диаметр, была Бетельгейзе (а Ориона), относящаяся к красным гигантам. Он оказался равным 0,047". Зная расстояние до Бетельгейзе, рассчитанное по параллаксу, можно найти линейный диаметр звезды. Он равен примерно 4-10 км, что почти в 300 раз больше диаметра Солнца и превышает диаметр земной орбиты (3-10 км). Таким способом были измерены угловые диаметры нескольких звезд. Все они, подобно Бетельгейзе, гиганты, во много раз превосходящие Солнце. Подавляющее большинство звезд мало отличается по своему диаметру от Солнца. На расстоянии до ближайшей звезды солнечный диск был бы виден под углом лишь 0,007", что соответствует области когерентности размером 20 м. Постройка интерферометра с такой базой (расстоянием между внешними зеркалами) представляет собой крайне сложную техническую задачу. Кроме того, при большой базе наблюдения осложняются турбулентностью атмосферы, хотя на работе интерферометра это сказывается меньше, чем при наблюдении в телескоп. Изменения показателя преломления воздуха перед зеркалами влияют на разность фаз лучей и лишь смещают интерференционную картину, не сказываясь на ее видности, так что полосы остаются различимыми, если эти изменения происходят медленно. [c.245]

Годичный П. — малый угол (при светиле) в прямоугольном треугольнике, в к-ром гипотенуза есть расстояние от Солнца до звезды, а малый катет — большая полуось земной орбиты. Годичные П. служат для определения расстояний до звезд эти расстояния, вследствие их малости, могут считаться обратно пропорциональными расстояниям (параллаксу 1" соответствует расстояние в 1 парсек). Параллакс ближайшей звезды—Проксимы ЦентавраО",76. П., определенные путем непосредственных измерений видимых смещений звезд на фоне значительно более удаленных [c.583]

Для приведения звезды на видимое место необходимо к истинному месту ист, бист прибавить поправки Да и Дб за аберрацию звездную, или годичную), вычисляемые по формулам (1.2.25). Кроме того, при точных вычислениях необходимо ввести поправки за влияние членов второго порядка, за годичный параллакс и, в случае редукции положений компонент двойных звезд, за орбитальное движение. Выражения для этих поправок приведены ниже. [c.102]

В интерферометре Майкельсона зеркала Мх и М2 могли быть раздвинуты до расстояния В = 6,1 метра. Интерференционные полосы от звезды Бетельгейзе исчезали при В = 306,5 см, хотя при том же расстоянии интерференция ет других звезд прекрасно наблюдалась. Считая эффективную длину волны для Бетельгейзе равной к = 5,75- м, получим б(р = 0,047". Параллакс для этой звезды составляет 0,003". Это дает для линейного диаметра звезды около 9-10 км, что превосходит диаметр орбиты Марса. [c.383]

Энциклопедия по машиностроению XXL

Оборудование, материаловедение, механика и ...