Параллакс солнечный

Может оказаться, что допустимая область начальных отклонений чрезмерно мала и не может быть реализована существующими техническими средствами. Кроме того, знание небесно-механических констант-(таких, как солнечный параллакс или элементы орбит планет) можег оказаться недостаточным, так что даже идеальное выполнение условий выведения не гарантирует выполнения цели космического полета, В этих случаях должно применяться исправление орбиты в пути — коррекция параметров движения, которая может выполняться путем сообщения импульсов надлежащей величины и направления в некоторых местах орбиты. Исправлять орбиту можно как один раз на протяжении полета,-так и несколько раз. [c.270]

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]

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]

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]

Стандартное расстояние о () (12.192) от Земли до небесного тела является сугубо теоретической величиной. Оно определяется как длина, измеренная набором измерительных стержней, которые в один и тот же момент времени t укладываются вдоль пространственной геодезической тела. Ясно, что астрономы используют несколько иные способы измерения расстояний. Для не слишком удаленных объектов они могут зарегистрировать оптический параллакс, а в наше время становится возможным измерение расстояний радиолокационными методами (по крайней мере, в пределах Солнечной системы). Расстояния до более удаленных объектов определяются с помощью наблюдений видимых величин и светимостей объектов. В случае галактик этот метод дает наиболее надежные результаты. [c.377]

Определим теперь члены первого порядка относительно наклонности Е . Как и в предыдущей главе, будем пренебрегать параллаксом и эксцентриситетом солнечной орбиты Ез, но не будем более предполагать, что г = 0. [c.490]

Между элементами орбиты Солнца мы должны делать некоторое различие координаты х, у, г, которые были вычислены в предыдущих главах, зависят от средней аномалии Солнца Тз, от эксцентриситета орбиты Солнца Ез и от большой полуоси солнечной орбиты, обратно пропорциональной параллаксу а. [c.559]

Этот метод анализа может быть использован для получения не только более точных значений элементов орбиты, но также улучшенных значений любого другого параметра, от которого зависят наблюдения. В качестве примера можно упомянуть элементы орбиты Земли, массы возмущающих планет, солнечный параллакс, постоянную нутации и другие астрономические постоянные. В каждом отдельном случае необходимы такие наблюдения, чтобы ошибка в принятом значении постоянной оказывала ощутимое влияние. [c.185]

Было разработано много прямых и косвенных методов для измерения этой важной величины. Некоторые методы, например прохождение Венеры по диску Солнца, представляют только исторический интерес и не обеспечивают высокой точности. До недавнего времени наиболее приемлемыми оказывались способы, при которых использовались наблюдения малой планеты Эрос, который иногда проходит на расстоянии 23 млн. км от Земли. В одном из подобных методов прн но.мощи триангуляции, осуществленной под руководством Спенсер-Джонса, было определено геоцентрическое расстояние Эроса, что позволило вычислить солнечный параллакс. Во втором методе, примененном Рабе, использовалась динамическая особенность задачи учитывались возмущения орбиты Эроса, производимые планетами. [c.304]

Обеспечивая нас данными о звездных массах, двойные звезды с известными расстояниями (или параллаксами) дают нам также данные, свидетельствующие о существовании определенного соотношения между светимостью звезды и ее массой. Этот эмпирический закон, называемый соотношением масса — светимость , подтверждается теориями внутреннего строения звезд (рис. 14.4). Для наглядности на рис. 14.4 абсолютная болометрическая звездная величина, непосредственно связанная со светимостью, отложена в зависимости от десятичного логарифма массы звезды (в единицах солнечной массы). Солнце, с абсолютной болометрической величиной +4,79 и 1 Мо = 0, также лежит на построенной кривой. [c.450]

Два компонента двойной звезды имеют примерно равные светимости. Их максимальное разделение 1,3, период 50,2 года. Составной спектр показывает двойные линии с максимальным разделением 0,18 при к = 5000 А. Предполагая, что плоскость орбиты содержит линию зрения, рассчитайте 1) полную массу системы в солнечных массах, 2) параллакс системы. [c.476]

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]

Если солнечный параллакс предположить известным, то [c.375]

Аналогичный вид имеют и таблицы, которые содержат разложения солнечных возмущений в широте Луны и в синусе параллакса Луны, [c.255]

Солнечный параллакс Скорость света. . Обратная величина массы Луны [c.329]

Радарные измерения (1961-1963). Солнечный параллакс (1930-1931). [c.339]

Координаты космического корабля можно также определять путем наблюдения за положениями светил Солнечной системы. Небольшие расстояния от Земли и других планет могут определяться путем измерения параллакса космического корабля. Вблизи от Земли в качестве вспомогательного прибора для ориентировки можно пользоваться свободно подвешенной магнитной стрелкой [c.98]

В астрономии в качестве единицы длины используются парсек, и световой год. 1 парсек - это расстояние до звезды в зените, параллакс которой при перемешении Земли на одну астрономическую единицу ( а.е. ) составляет одну угловую минуту. 1 световой год - это расстояние, которое свет проходит за один год. Вычислите в километрах эти единицы длины. Среднее расстояние Земли от Солнца составляет 1.000 ООО 23 а.е. и равно 149 598 019 900 м 1 год содержит 365.242 198 78 средних солнечных суток скорость света в вакууме - с= 299 792 458 м/с. Сколько световых лет в одном парсеке [c.12]

При точном расчете планетных орбит используется значение постоянной тяготения, вычисленное Гауссом. Это значение определяется на основе третьего закона Кеплера по данным, характеризуюш,им орбитальное движение Земли, т. е. по сидерическому периоду орбиты, выраженному в средних солнечных сутках, причем за единицу массы принимается масса Солнца, а масса Земли выражается в долях массы Солнца среднее расстояние Земли от Солнца принимается за астрономическую единицу длины. По этим данным Гаусс определил постоянную тяготения с точностью до восьми-девяти значащих десятичных цифр. Эта постоянная известна, по-видимому, с наиболее высокой точностью из всех прочих физических постоянных. Однако если постоянную тяготения С выражать в системе Сили иной другой системе единиц, принятой в лабораторных расчетах, то количество верных значащих цифр будет равно всего лишь трем. Из этого можно сделать два важных вывода. Первый заключается в том, что при расчете гелиоцентрических орбит нельзя пользоваться лабораторным значением постоянной О. Во-вторых, при расчетах нельзя в качестве меры расстояния использовать сантиметры или связанные с ними единицы длины. Даже если взять точное значение гауссовой постоянной и преобразовать единицу длины из астрономических единиц в сантиметры, то точность сразу снизится до трех-четырех значащих цифр. Это объясняется той неточностью, с которой известна величина солнечного параллакса, представляющего собой отношение экваториального радиуса Земли к астрономической единице. [c.81]

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]

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]

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]

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]

Важное практическое значение имеет в настоящее время изучение движения малых планет, подходящих близко к Земле и другим внутренним планетам (433 Эрос, 1566 Икар, 1620 Гео-графос, 1685 Торо), которые используются для уточнения значения солнечного параллакса и масс внутренних планет. [c.517]

Уравнения (3) образуют систему четвертого порядка и они пригодны для изучения членов нулевого порядка и членов, зависящих только от эксцентриситета лунной орбиты Ех, но не зависящих ни от наклонности Е , ни от параллакса а, ни от эксцентриситета солнечной орбиты Ез. Эксцентриситет лунной орбиты El является одной из напгах постоянных интегрирования. Если положим ее равной нулю, то останутся только члены н у-левого порядка, которые мы и предполагаем изучать. Таким образом, совокупность членов нулевого порядка представляет частное решение уравнений (3). Так как эти члены зависят только от единственного аргумента Z) = т, то они являются периодическими. [c.479]

Любое расстояние в пределах Солнечной системы люжно выразить в астрономических единицах с высокой степенью точности, поскольку при этом требуется выполнить измерение лтиь углов и времени. Однако для получения значения астрономической единицы в километрах или, другими словами, для получения масштаба Солнечной системы, приходится использовать другие методы. Величина, именуемая солнечным параллаксом и определяемая как угол, под которым виден экваториальный радиус Земли с расстояния в I а. е., связывает астрономическую единицу и размер Земли. Его значение составляет примерно 8,80". [c.304]

Используйте формулу Доплера для вывода значения орбитальной Kopo Tti м отсюда — большой полуоси (в км). Применение (14.2) дает нам сумму. масс (2,388 солнечны.х масс). Теперь нз (14.6) получаем параллакс, равный [c.526]

Далее, можно вычислить величину А, и если предположить, что отношение MjE известно ), то а/а, также можно будет вычислить. Комбинируя это с ранее полученным значением aja. мы можем найтн численное значение солнечного параллакса. Этим методом вычисления солнечного параллакса сейчас не пользуются, а предпочитают прямой метод, основанный на наблюдениях малой планеты Эрос. [c.376]

В теории движения планет в качестве первого приближения, когда отбрасываются возмущающие силы, принимается эллиптическая орбита. В теории Луны Понтекулана первым приближением является модифицированная эллиптическая орбита , посредством которой учитывается равномерное движение узла и перигея. Основным приближением в теории Хилла является частное решение уравнений движения, получаемое в предположении, что эксцентриситетом Солнца, его параллаксом и координатой г можно пренебречь, т. е. что 2 = = г = 0. Кривая линия, соответствующая этому частному решению, называется промежуточной орбитой. Как мы увидим дальше, это частное решение содержит только две произвольные постоянные. Промежуточная орбита является, конечно, только приближением к орбите Луны. Важное преимущество этой орбиты вытекает из следующих двух положений 1) она с самого начала учитывает основную часть солнечных возмущений и 2) координаты Луны в промежуточном движении могут быть легко выражены сходящимися периодическими рядами, коэффициенты которых связаны сравнительно простыми рекуррентными соотношениями. Эти коэффициенты являются функциями т. численное значение которого известно с очень высокой степенью точности, и поэтому их можно вычислить со всей необходимой точностью. [c.384]

Отношение массы Луны к массе Земли можно получить также из наблюдений Эроса, ведущихся для определения солнечного параллакса. Отношение М/Е входит в условные уравнения, так как это отношение определяет центр масс системы Земля—Луна, который описывает эллиптическую орбиту вокруг Солнца. Результаты, выведенные Хинксом>) из наблюдений 1900 —1901 гг. и Спенсером Джонсом ) из наблюдений 1930—1931 гг., оказались равными 1/81.5 и 1/81,3 соответственно. [c.481]

Энциклопедия по машиностроению XXL

Оборудование, материаловедение, механика и ...