Параллакс годичный

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]

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]

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]

ПАРАЛЛАКС (параллактическое смещение) в астрономии — видимое перемещение светил на небесной сфере, обусловленное перемещением наблюдателя в пространстве вследствие вращения Земли (суточный П.),обращения Земли во- круг Солнца (годичный П.) и движения Солнечной системы в Галактике (вековой П.). Точно измеренные П. небесных светил и групп светил позволяют определять расстояния до них. [c.583]

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]

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]

Учет годичного параллакса рассмотрен в 2.07. [c.131]

После этого остается еще одна, последняя, коррекция перенос начала координат из центра Солнца в центр Земли. В результате мы получаем видимое место звезды в данный момент времени — положение на геоцентрической небесной сфере относительно истинного равноденствия и экватора в этот момент. Несовпадение видимого и истинного положения обусловлено аберрацией и годичным звездным параллаксом (см. разд. 3.5 и 3.7). [c.73]

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]

ПК, имеет годичный параллакс, равный 1". [c.522]

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]

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]

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]

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]

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]

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]

Энциклопедия по машиностроению XXL

Оборудование, материаловедение, механика и ...