Астрономическая единица длины

Подробные данные об орбитах больших планет Солнечной системы приведены в таблице. Обратите внимание, что орбита Земли очень близка к круговой. Астрономическая единица длины, по определению, представляет собой полусумму самого длинного и самого короткого расстояний от Земли до Солнца 1 а. е. = 1,495-10 см. Не следует смешивать эту единицу <с парсеком (пк). Парсек — это расстояние, на котором длина [c.293]

Астрономическая единица длины 124 Атмосфера техническая 148 - физическая (нормальная) 148 Атомная единица массы 308, 347 [c.420]

Так как в практической деятельности человека приходится измерять величины разных размеров, то для одной и той же величины может быть несколько единиц, отличающихся друг от друга размером. Например, единицы длины — метр, дюйм, ангстрем (А), астрономическая единица длины (а. е. д.) имеют разные размеры [c.14]

Значение гауссовой гравитационной постоянной k ) совпадает со значением, принятым MA в 1938 г., и служит для определения астрономической единицы длины (а.е.), коль скоро уже определены соответствующие (астрономические) единицы массы и времени. [c.180]

Постоянная Гаусса. Постоянная Гаусса к =/, где / так называемая постоянная тяготения. Если принять наиболее удобные в теории движения планет астрономические единицы единица длины — полуось земной орбиты, называемая обычно астрономической единицей длины (а. е.), единица времени — средние солнечные [c.43]

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]

В пределах нашей Солнечной системы удобно использовать астрономическую единицу длины (а. е.) — среднее расстояние от Земли до Солнца (большая полуось орбиты Земли) 1 а. е. = = 149,6 10 км. Для определения расстояний до звезд используют единицу измерения длины световой год — расстояние, которое проходит луч света за один год I световой год = 9,46 10 км, при этом скорость света с = 300 ООО км/с. Укажем еще одну единицу измерения длины — парсек — расстояние, с которого большая полуось орбиты Земли видна под углом в одну угловую секунду 1 парсек = 3,26 светового года = 30,86 10 км. [c.23]

Одновременно с установлением ряда систем единиц физических величин, в которых независимо выбираемыми являются только основные единицы, а единицы остальных величин выводятся из основных как производные, в ряде отраслей науки и техники появилось большое число внесистемных единиц, главным образом в силу удобства выражения в них тех или иных физических величин. Так, в области измерения длины для малых длин (длины световых волн в оптике, размеры и расстояния в атомной и ядерной физике) появились единицы ангстрем (10 м) и икс-единица (10 1з м) для больших расстояний в астрономии — астрономическая единица длины (1,49о-1011 м), световой год (9,46-10 5 м), парсек (3,086-м). В тепловых измерениях широко применяют внесистемную единицу— калорию и единицы, на ней основанные. Для измерения ионизирующих излучений были установлены и широко используются в практике такие внесистемные единицы, как рентген, рад, кюри. [c.8]

Кроме того, допущены некоторые единицы в специальных областях в астрономии — единицы длины (астрономическая единица, световой год, парсек), в оптике — единица оптической силы (диоптрия), в сельском и лесном хозяйстве — единица площади (гектар), в атомной физике — атомная единица массы, в геодезии — плоский угол (град), в физике — единица энергии (электрон-вольт), в электротехнике — единица полной мощности (вольт-ампер) и единица реактивной мощности (вар). Единицы — световой год, астрономическую единицу длины, диоптрию и атомную единицу массы не допускается применять с приставками. От других единиц этой группы можно образовывать десятичные кратные и дольные. [c.25]

Примечание. Приведенные выше единицы астрономическую единицу длины, световой год, диоптрию и атомную единицу массы не допускается применять с приставками. [c.111]

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]

Движение в его геометрическом представлении имеет относительный характер одно тело движется относительно другого, если расстояния между всеми или некоторыми точками этих тел изменяются. Для удобства исследования геометрического характера движения в кинематике можно взять вполне определенное твердое тело, т. е. тело, форма которого неизменна, и условиться считать его неподвижным. Движение других тел по отношению к этому телу будем в кинематике называть абсолютным движением. В качестве неподвижного тела отсчета обычно выбирают систему трех не лежащих в одной плоскости осей (чаще всего взаимно ортогональных), называемую системой отсчета которая по определению считается неподвижной абсолютной) системой отсчета или неподвижной абсолютной) системой координат. В кинематике этот выбор произволен. В динамике такой произвол недопустим. За единицу измерения времени принимается секунда 1 с = 1/86 400 сут, определяемых астрономическими наблюдениями. В кинематике надо еще выбрать единицу длины, например 1 м, 1 см и т. п. Тогда основные [c.19]

Этот наиболее простой и удобный метод передачи основывается обязательно на нескольких длинах волн, которые могут при измерениях рабочих мер заменить первичную эталонную длину световой волны и передать рабочим мерам ее значение. В спектроскопии такие длины волн получили название вторичных эталонных длин волн класса А. Их значения устанавливаются международным соглашением (комиссии № 14 Астрономического международного союза) на основании измерений, проведенных во многих национальных институтах путем сравнения с первичной эталонной длиной световой волны. Точно так же, как и первичная эталонная длина световой волны, играющая в настоящее время роль первичного эталона единицы длины, вторичные эталонные длины волн класса А будут играть роль вторичных эталонов единицы длины в метрологии, и в выборе их и принятии значений должны принять участие не только спектроскописты, но и метрологи. [c.73]

Астрономическая единица (а. е.)( ) — единица длины, равная среднему расстоянию от Земли до Солнца 1 а. е. = 1,49600-10 м. [c.200]

При выборе траекторий полета к другим планетам и для решения многих других задач космонавтики такая точность совершенно недостаточна. Существует другая система основных единиц — так называемая астрономическая система единиц, в которой удается найти константу тяготения со значительно большей точностью — с девятью-десятью верными значащими цифрами. В этой системе за единицу длины принимается среднее расстояние от центра Земли до центра Солнца за единицу массы — масса Солнца за единицу времени — средние солнечные сутки. Для вычисления константы тяготения можно воспользоваться третьим законом Кеплера. Константу тяготения / в астрономической системе единиц обычно обозначают через к — константа Гаусса). Для нахождения константы к Гаусс воспользовался известным ему значением периода обращения Земли вокруг Солнца Т з = 1 год = 365,2563835 средних солнечных суток и известным в его время значением для отношения массы Земли к массе Солнца [c.84]

Следовательно, для нахождения с большой точностью гравитационного параметра Солнца в лабораторных единицах необходимо знать с большой точностью в километрах длину астрономической единицы. [c.85]

Длина Астрономическая единица а.е. 1,49598-10 м (приблизительно) [c.96]

В астрономии и в географии расстояния между небесными телами или городами с точностью до сантиметра вообще не имеют смысла, поэтому использование сантиметра как эталона для единицы астрономических пли географических расстояний вполне возможно, по с практической точки зрения довольно бессмысленно. Здесь следует вспомнить, что для получения числа, характеризующего данную длину в опытах, по существу подразумевается последовательное приложение к измеряемой длине масштабной длины (единицы длины). [c.274]

Так как это значение А на протяжении долгого времени использовалось в численных исследованиях, то его оставили без изменения, а единицу длины изменили так, чтобы сохранилось согласие с более точными значениями т а Т, которые имеются ныне. Если большую полуось земной орбиты обозначить через а астрономических единиц, то найдем 1п с, = 0,000000013. [c.13]

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]

О.Ю.Шмидт рассматривал движение трех тел в одной плоскости, с одинаковыми массами, равными массе Солнца, принятой за единицу. Единицей расстояния служила астрономическая единица длины, а единицей времени год, деленный на 2тг. Точка Ро бралась неподвижной, координаты XI, ух точки Р1 и Х2, У2 точки Р2 задавались относительно осей с центром в Ро. Начальные данные в момент = О таковы, что невозмущенной орбитой точки Рх под притяжением Ро был бы эллипс с большой полуосью, равной 200 астр. ед. и эксцентриситетом Уз, а невозмущенной орбитой точки Рз гипербола. В этом случае движение трех тел было изучено от момента времени = —129764 до < = -Ь8000 численным интегрированием проблемы трех тел. Предварительные вычисления были сделаны лично О. Ю. Шмидтом, а затем точные и подробные вычисления были выполнены в Геофизическом институте Академии наук СССР под руководством Н. Н. Парийского. Начальные положения и скорости тел Ро и Р1, а также их положения и скорости для крайних моментов времени сведены в табл. 1. [c.117]

В настоящее время за единицу измерения расстояний в космическом пространстве для исследования движения и расчета траекторий принято несколько единиц, самая наименьщая из которых - а.е. - астрономическая единица длины, представляющая собой среднее расстояние от Земли до Солнца (единица, которую применяли Коперник и Кеплер). Оценка расстояний с помощью такой единицы может быть выполнена с высокой точностью, чего нельзя сказать о самой астрономической единице [c.104]

Так как масса Земли и продолжительность сидерического года определяются из наблюдений и потому их численные значения постепенно улучшаются, то и численное значение к, полученное Г ауссом, должно постоянно изменяться. Однако более удобно рассматривать величину к, определяемую равенством (II. 10), как абсолютную постоянную, но при этом большую полуось земной орбиты считать отличной от астрономической единицы длины. Так, например, Ньюком, принимая [c.44]

Кинематические единицы. Для измерения времени, как хорошо известно (II, рубр. 3), единица устанавливается непосредственно на основе астрономических наблюдений (год, сутки, час, минута, секунда — по надобности). Таким образом в кинематике к длинам в качестве первичных величин присоединяются промеоюг/тки времени. Это, так сказать, обусловливается тем обстоятельством, что между этими двумя видами величин не имеет места никакая натуральная зависимость, которая позволила бы на основе естественных критериев вывести единицу времени из единицы длины. [c.346]

Рассмотрим пример определения массы планеты на основании данных сопровождения зонда в окрестности точки встречи с планетой. Масса планеты измеряется в единицах массы Солнца. Однако измерения дальности или интегрируемого допплерова сдвига частоты выражаются через скорость света с в единицах длины и времени (в астрономических единицах и секундах соответственно). До тех пор, пока получаемая информация связана с той областью, где планета в основном определяет движение зонда, почти невозможно отделить влияние точности знания массы от влияния точности знания скорости света. Следовательно, если масса будет входить наравне со скоростью света с а. е.1сек) в решение, полученное классическим методом наименьших квадратов, то матрица A WA будет слабо определенной. Даже в том случае, когда располагаемая точность вычислений позволит обратить эту матрицу, полученные поправки к значениям массы и скорости света окажутся настолько сильно коррелированными, что решение будет практически бесполезным. Однако величина с известна достаточно точно из результатов радиолокации планет и других экспериментов вне области встречи зонда с планетой ). [c.113]

Астрономическая единица (англ. Astronomi al unit)-(а. е. иа], (AU, АЕ UA) — ед. длины, допускаемая к применению в астрономии. Ед. не допускается применять с приставками. [c.238]

Кроме единиц Международной системы стандарт допускает применение также некоторых единиц, не входящих в СИ массы — тонна (т), атомная единица массы (а.е.м.) времени — минута (мин), сутки (сут.) плоского угла — градус (. . . °) или гон, минута (... ), секунда (....") объема, вместимости — литр (л) длины — астрономическая единица (а.е.), световой год (св.год), парсек (пк) оптической силы — диоптрия (дптр) площади — гектар (га) энергии — электронвольт (эВ) полной мощности — вольт-ампер (В-А) реактивной мощности (вар). [c.51]

Для небесной механики система единиц СГС явно не удобна, но при любых других принятых единицах длины, времени и массы соответствующее значение О в этих единицах может быть легко получено из его численного значения (2) и размерности О, именно Следует заметить, что после выбора подходящих единиц длины и времени мы можем подобрать единицу массы так, чтобы 0=1. Такие единицы иногда нгзывгются астрономическими единицами. [c.12]

Смотреть страницы где упоминается термин Астрономическая единица длины : [c.312] [c.34] [c.97] [c.124] [c.26] [c.7] [c.8] [c.101] [c.13] [c.14] [c.237] [c.217] [c.128] [c.16] [c.18] [c.13] [c.121] [c.973] [c.328] [c.499] [c.427] [c.357]

Энциклопедия по машиностроению XXL

Оборудование, материаловедение, механика и ...