Параллакс Солнца

Вторую группу составляют малые планеты, близко приближающиеся к Земле, например, Эрос, расстояние которого от Земли в перигелии во время некоторых оппозиций равно только 23 миллионам километров. Близость Эроса к Земле создает благоприятные условия для определения параллакса Солнца па наблюдениям этой планеты, а также некоторых других параметров Солнечной системы. [c.340]

Заметим, однако, что есть члены содержащие множитель в которые входит непосредственно параллакс Солнца сличение величины теоретических значений коэффициентов при неравенствах, этим членам соответствующих, с их значениями, полученными из обработки наблюдений, доставляет один из наиболее надежных способов определения параллакса Солнца. [c.134]

Мы ие будем пока рассматривать движение по широте и положим в выр)ажениях Р и Q 5 = 0, кроме того удобно и возможно рассмотреть отдельно члены, содержащие параллакс Солнца отбрасывая и их, получим [c.134]

Следует заметить, что в том случае, когда поправки и 7) зависят от какой-либо постоянной, например эксцентриситета орбиты Земли или параллакса Солнца, то последовательные приближения доставят точно и в отдельности члены, зависящие от первой, второй... степени этой постоянной. [c.146]

Мы приложим изложенный в предыдущем параграфе метод к нахождению в выражениях координат Луны членов, зависящих от параллакса Солнца. [c.147]

Четвертая постоянная, входящая в определение положения Луны, зависит от параллакса Солнца, ибо заключает отношение среднего расстояния [c.218]

Горизонтальный экваториальный параллакс л небесного объекта на геоцентрическом расстоянии А можно выразить через средний горизонтальный экваториальный параллакс Солнца П э соотношением [c.128]

Для параллакса Солнца следует применять округленное значение 8",794, кроме тех случаев, когда требуются дополнительные знаки, чтобы обеспечить численную согласованность. [c.181]

Постоянная а определяется так, чтобы свободный член в формуле для sin рь был равен эмпирическому значению (sin/7 )o. Затем вычисляется а/а при принятом значении синуса параллакса Солнца, равного ат/а. [c.456]

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]

Отношение а/а равно отношению синуса параллакса Солнца к синусу параллакса Луны. Множитель, зависящий от масс, который входит во второй член Я, можно учесть, используя вместо а/а величину [c.272]

Куликов К. А., О значениях параллакса Солнца и постоянной аберрации, Астрон. ж., 31, вып. 6 (1954). [c.508]

В скобках порядок коэффициента при тот же, что и порядок а/а,, так как г/а н а,/г, приблизительно равны единице. Далее, а/а, есть отношение синуса параллакса Солнца к синусу параллакса Луны, если под а мы будем понимать большую полуось орбиты Луны, или, весьма приближенно, отношение солнечного параллакса к лунному. Поэтому удобно член, содержащий Р назвать параллактическим членом. [c.133]

Экваториальный горизон тальный параллакс Солнца. ..... [c.328]

Астрономическими постоянными называются числа, которые входят в формулы небесной механики и сферической астрономии и служат для вычисления точных координат небесных тел. Среди этих постоянных, играющих основную роль во всех астрономических вычислениях, отметим, например, такие важные величины, как параллакс Солнца и связанную с ним астрономическую единицу длины, т. е. среднее расстояние Земли от Солнца постоянные прецессии и нутации, определяющие направление земной оси в пространстве массы планет и Луны. Все астрономические постоянные определяются на основании астрономических наблюдений. Так как между астрономическими постоянными существуют различные математические зависимости, то обычно их разделяют на первичные и производные, причем различные авторы проводят это разделение по-разному. Первичные астрономические постоянные должны допускать независимое от других постоянных определение из наблюдений их числовых значений и притом с достаточной точностью. Международный астрономический союз (МАС) на XII Генеральной ассамблее в Гамбурге (1964 г.) принял следующую систему астрономических постоянных. [c.330]

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]

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]

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]

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]

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]

К классич. оптич. методам относятся наблюдения угл. положений тел Солнечной системы относительно опорных звёзд. Движение тел и значение а определялись этими методами до развития радиотехн. методов. Величина а находилась из астрометрии, наблюдений суточного горизонтального экваториального параллакса Солнца ло- Он связан с а соотношением [c.287]

Эти разложения и надо подставить вместо соответствующих количеств в выражения Р, Q, i , при этом необходимо заметить, что все возму- щающие силы содержат множитель fMa , поэтому нет надобности знать величину а, или, что то же, параллакс Солнца, ибо, на основании третьего закона Кеплера, fMa выражается через среднее суточное движение [c.134]

Это неравенство в дояготе Л"уньт называется параллактическим. Опре-деление, на основании его, параллакса Солнца, а значит, и расстояния от Земли до Солнца, пользуясь лишь наблюдениями помощью меридианного круга и часов прохождении Луны через меридиан данного места, например Пулкова или Гринича, представляется весьма замечательным, почему мы несколько и остановились на этом свойстве движения Луны, войдя в астрономические подробности. [c.150]

Делоне принял в (51] для средней многолетней продолжительности сидерического месяца Рь, сидерического года Рт, для величин Vl, Pf, (sin/7b)o, для синуса горизонтального параллакса Солнца sinpo, для эксцентриситета орбиты Земли е следующие значения [c.457]

Это численное значение было использовано Брауном при составлении Tables of the Motion of the Moon ) и не соответствует самым лучшим значениям для параллакса Солнца и отношения М/Е, имеющимся в настоящее время. [c.272]

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]

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]

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]

Было уточнено значение так называемой астрономической единицы, т. е. среднего солнечного расстояния от Земли, представляющего основание всей астрономии (С. Я. Румовский). Критически рассмотрев и обработав результаты проведенных разными учеными (а также свои) наблюдений прохождения Венеры по диску Солнца в 1761 г., которое давало надежнейший и вернейший способ определения расстояния Земли от Солнца , Румовский получил значение солнечного параллакса 8",33 (ныне считается 8",80) вместо принятого в то время значения 10",2 отсюда [c.168]

Энциклопедия по машиностроению XXL

Оборудование, материаловедение, механика и ...