Igapäevaelus ei põhjusta vahemaa mõõtmine ühest punktist teise raskusi. See kasutab meile tuttav erinevaid üksusi. Kuulamine, näiteks näitaja 100 m, igaüks võib vaimselt ette kujutada, kui palju see on. Astronoomia objektide vahemaa väljaselgitamiseks osalevad teadlased kogu meetodite kompleksi.
Taevased kehad päikeseenergiasüsteemis
Astronoomid töötavad harva kilomeetritega. Et öelda, et kaugus maapinnast Kuule on 384,4 tuhat km, on see siiski võimalik, kuid teiste objektidega muutuvad numbrid palju kauem. Päikesesüsteemis vahemaa mõõtmiseks kasutatakse spetsiaalset astronoomilist üksust - AU (a. E. E.).
See vastab maa orbiidi suurte pooltelgede suurusele ja samal ajal vahemaale maa ja päikese vahel. Aastal 2012 otsustas astronoomiline liit määrata täpne number A.E. - 149 597 870 700 meetrit. Seadme kasutamise mugavus on see, et objektide vahemaade mõõtmisel saate võrrelda neid planeedi kaugusele päikesest. Näiteks vahemaa maapinnast kuni uraani on umbes 20 a. e.
Et teada saada vahemaa suhteliselt tihedalt asuvad objektid (mitu A.), kasutatakse radarimeetodit. Sellel on suur täpsus. On vaja teada mitmeid parameetreid: valguse kiirus, keha ja maa liikumine. Raadio teleskoop saadab signaali, mis peegeldub kehapinnast ja naaseb maapinnale. Seal tala läbimise aeg võimaldab teil arvutada objekti vahemaa.
Kui taevakeha on maapinnast kaugemal, mõõdetakse selle kaugust horisontaalse parallaksi meetodi abil. Pararallaks on keha nähtava asukoha muutmine kaugse taustaga võrreldes sõltuvalt vaatleja asub. Eraldatakse mitmeid paralleksiid, mida kasutatakse astronoomias.
Horisontaalne parallaksi meetod on järgmine. Olles ühes punktis, positsiooni objekti taevas on suhteliselt pikem kui kaugete tärni. Siis liikuge planeedi teisele punktile ja märkige uuesti taevakeha positsiooni.
Vaatluspunktide vaheline kaugus tuntakse pinna ja objekti vaheliste nurkadena. Selle tulemusena saavutatakse tingimuslik võrdselt juhitud kolmnurk. Alusena kasutatakse maa orbiidi läbimõõdust.
Kaugete objektide vahemaade mõõtmine
Veelgi enamikaadobjektide puhul on isegi astronoomiliste üksuste kasutamine ebapraktiline. Seetõttu ekspresseerivad astronoomid viimastel aastatel (1 valgusaasta on 9,46 x 1015 m) ja sagedamini - Parrseca (1 Parseca on 32616 valgusaastat).
Kui teil on vaja teada tähtede täpne kaugus ja eeldatakse, et see ei ületa mitut kümneid valgusaastat, kasutage üheaastase parallaksi meetodit. Päikese süsteemi asutuste asukohta mõõdetakse kaugete tähtede suhtes. Ja nende tähtede vahemaa määratlus esineb nende võrdlemisel teiste galaktikatega.
Mõõtmismeetod kaugus jääb samaks - see on vaja liikuda ühest punktist Maa pinna teisele, et teada saada tähe nurga liikumise. Kuid maali suurus on tähtede suhtes liiga väike.
Mugavuse ja täpsemate mõõtmiste jaoks jääb vaatleja samasse punktini, kuid mõõtmised tehakse poolteist aastas. 6 kuud, maa, pöörates päikese ümber, lülitub vastupidises punktis orbiidil ja teadlane saab maksimaalse vahemaa kahe punkti vahel. Mida väiksem on parallaks, seda rohkem parsekops tähele.
On võimalik mõõta vahemaa kehad väljaspool piimjas tee on ainult ligikaudu. Teadlased keskenduvad Star-Cefeide'i heledusele, Supernovaide puhangute heledusele ja võrrelge neid teiste juba teadaolevate objektidega. Ja kaugus kaugetele galaktikatele, kus tähed ei ole nähtavad, määratakse nende liinide nihkumise jälgimisega nende spektrites.
Huvitav fakt: Polar staar on tüüpiline tsefeide, mis on teadaolevalt muutunud - võib muuta heledust. Kuid hiljuti iseloomustab Polar Star stabiilne kuma. Selle vahemaa maapinnast - 137 parsi.
Tähede ja galaktikate vahemaade mõõtmine on konkreetne järjestus. Tihedalt asuvate objektide jaoks kasutatakse radari ja parallaksi meetodeid. Kaugema - hindama sära ja muutus spektri tel.
Kanali sait: https://kipmu.ru/. Telli, pane süda, jätke kommentaarid!