Определение расстояний до небесных тел

Кадр 1

По заказу Министерства просвещения РСФСР ОПРЕДЕЛЕНИЕ РАССТОЯНИЙ ДО НЕБЕСНЫХ ТЕЛ Диафильм по астрономии для 10 класса

Кадр 2

К СВЕДЕНИЮ УЧИТЕЛЯ. Целесообразно приурочить демонстрацию отдельных фрагментов диафильма к соответствующим темам курса. Следует обратить внимание на то, как по мере определения расстояний до небесных тел неуклонно совершенствовались методы исследований, одни и те же задачи решались разными методами и приводили к сходным результатам.

Кадр 3

Как далеки от нас небесные тела? Это нужно знать, чтобы получить правильное представление о строении Вселенной, выяснить природу небесных тел, определить их размеры, рассчитать траектории полётов космических аппаратов к Луне и планетам солнечной системы.

Кадр 4

ПЕРВЫЕ ОПРЕДЕЛЕНИЯ РАССТОЯНИЙ ДО ЛУНЫ, СОЛНЦА, ПЛАНЕТ

Кадр 5

Ещё в III в. до н. э. греческий ученый Аристарх Самосский предложил остроумные способы определения расстояний до Луны и Солнца, которые впоследствии были усовершенствованы другими астрономами.

Кадр 6

Во время лунного затмения древние астрономы сравнивали угловой диаметр земной тени с известными угловыми диаметрами Солнца и Луны. Было установлено, что расстояние до Луны примерно равно 30 диаметрам Земли. Этот результат близок к современным данным.

Кадр 7

Во время первой (или последней) четверти Луны древним удалось очень грубо измерить угол между Луной и Солнцем и с громадной ошибкой вычислить расстояние от Земли до Солнца.

Кадр 8

В XVI в. простой способ определения относительных расстояний планет от Солнца (расстояние от Земли до Солнца принимается за единицу) предложил Николай Коперник. Чертёж поясняет его метод.

Кадр 9

II СОВРЕМЕННЫЕ МЕТОДЫ ОПРЕДЕЛЕНИЯ РАССТОЯНИЙ ДО ТЕЛ СОЛНЕЧНОЙ СИСТЕМЫ

Кадр 10

Один из важнейших методов определения расстояния до тел солнечной системы основан на измерении горизонтальных параллаксов (p — горизонтальный параллакс).

Кадр 11

Если одновременно наблюдать Луну из двух обсерваторий А и В, то из-за параллактического смещения расположение её по отношению к звёздам будет различным.

Кадр 12

Зная географические широты пунктов наблюдения и зенитные расстояния Луны в момент наблюдения, можно вычислить горизонтальный параллакс Луны (P≈57,5) и расстояние до неё.

Кадр 13

Расстояние до Луны можно определить также методом радиолокации. Радиоволны, имеющие скорость c=(299792,5±0,4) км/сек, преодолевают путь до Луны и обратно примерно за время t=2,56 сек.

Кадр 14

Вследствие эллиптичности лунной орбиты расстояние от Земли до Луны меняется примерно от 365 000 км в перигее до 407 000 км в апогее. Среднее расстояние от Земли до Луны 384 400 км.

Кадр 15

Новейшие определения расстояния между точками на Земле и Луне основаны на данных лазерного эксперимента. Космонавты, побывавшие на Луне в 1969 г., установили там отражатель лазерных лучей (на фотослева).

Кадр 16

Этот прибор состоит из 100 маленьких призм, укреплённых в нишах на общей раме.

Кадр 17

На Земле удалось принять ответный сигнал и с точностью до десятков сантиметров определить расстояние между лазерным отражателем и наземным телескопом. 2,7-метровый телескоп-рефлектор, который использовался в лазерном эксперименте.

Кадр 18

Начиная с 1961 г., успешные эксперименты по радиолокации Венеры, Меркурия, Марса и других планет проводились в СССР, США, Англии. Для этого потребовалась чувствительность систем в 10 млн. раз большая, чем для радиолокации Луны. Антенна Центра дальней космической связи (СССР).

Кадр 19

В ноябре 1963 г. советские учёные во главе с академиком В. А. Котельниковым осуществили первую радиосвязь через планету Венера. Перед вами осциллограммы телеграфных сигналов, отражённых от поверхности Венеры: вверху переданные азбукой Морзе слова: мир, Ленин, СССР, внизу — запись отражённых сигналов.

Кадр 20

Параллакс Солнца (p₀) определен многими методами. Один из них основан на наблюдении Марса в моменты великих противостояний. Зная горизонтальный параллакс Марса (p₀'= 23",6) и вычисляя по III закону Кеплера a₁/a , находят p₀.

Кадр 21

P₀ = 8", 7940 1 а. е. = 149600000 км Эти значения P₀ и 1 а. е. (астрономической единицы), полученные из радиолокационных наблюдений планет, используются с 1970 г. во всех астрономических вычислениях.

Кадр 22

РАССТОЯНИЯ ДО ЗВЁЗД, ТУМАННОСТЕЙ И ЗВЁЗДНЫХ СКОПЛЕНИЙ

Кадр 23

Тригонометрические, или годичные параллаксы ближайших звёзд удалось определить, взяв в качестве базиса радиус орбиты Земли (a).

Кадр 24

Звёзды очень далеки от нас, а их параллактические смещения ничтожно малы и долгое время не поддавались обнаружению. Лишь в 1835—1838 гг. были впервые определены параллаксы трёх звёзд.

Кадр 25

Этот чертёж условно изображает годичный параллакс Веги. Но соотношение углов и расстояний на рисунке не выдержано: для наглядности угол пришлось увеличить в 100 000 раз.

Кадр 26

РАССТОЯНИЯ В СВЕТОВЫХ ГОДАХ (СВ. Г.) И ПАРСЕКАХ (ПС) ДО НЕСКОЛЬКИХ БЛИЖАЙШИХ К НАМ ЗВЁЗД (1 ПС = 3,26 СВ. Г.≈3.10¹³ КМ)

Кадр 27

Очень важный метод определения расстояний до звёзд заключается в сравнении видимой (m) и определяемой по спектру абсолютной (M) звёздной величины. lgD = m-M+5 При вычислениях нужно учитывать межзвёздное поглощение, ослабляющее блеск звёзд.

Кадр 28

В отдельных случаях довольно легко оценить абсолютные звёздные величины, например в максимуме блеска у многих новых звёзд M≈-8m.

Кадр 29

У пульсирующих звёзд (цефеид и короткопериодических звёзд типа RR Лиры) существует зависимость между периодом изменения блеска и абсолютной звёздной величиной. Определив путём наблюдений период, можно найти абсолютную звёздную величину, а затем и расстояние до звезды.

Кадр 30

Необходимо знать расстояния не только до звёзд, но и до туманностей и звёздных скоплений. Это — гигантская планетарная туманность Улитка в созвездии Водолея. Только до неё удалось определить расстояние (26 пс) по тригонометрическому параллаксу.

Кадр 31

Расстояния до других планетарных туманностей определят косвенными методами, вводя различные упрощающие предположения (на-пример равенство абсолютных звёздных величин или равенство масс этих туманностей).

Кадр 32

Крабовидная туманность в созвездии Тельца удалена от нас примерно на 1000 пс. Расстояние определили, зная, что линейному расширению туманности со скоростью 1000 км/сек соответствует угловое расширение 0", 21 в год.

Кадр 33

В созвездии Геркулеса находится самое яркое в северном полушарии шаровое звёздное скопление. Расстояние до него (10 000 пс) определили, когда в скоплении были открыты переменные звёзды типа RR Лиры.

Кадр 34

Узнав расстояние до нескольких десятков шаровых скоплений, обнаружили, что они группируются в направлении центра Галактики. Это помогло установить положение в Галактике Солнца.

Кадр 35

IV. ОПРЕДЕЛЕНИЕ РАССТОЯНИЙ ДО ГАЛАКТИК

Кадр 36

Существуют ли внегалактические объекты? На этот вопрос можно было ответить положительно после открытия цефеид и звёзд типа RR Лиры в Малом Магеллановом Облаке — одном из двух спутников Галактики. Оно оказалось от нас на расстоянии в полтора раза большем, чем диаметр Галактики.

Кадр 37

Цефеиды и новые звёзды помогли определить расстояния до других ближайших к нам галактик и прежде всего до галактики в созвездии Андромеды.

Кадр 38

Ежегодно открывают примерно 10 сверхновых звёзд. Известно, что в максимуме блеск многих из них достигает М≈-15ᵐ. Это позволяет определить расстояние до галактик, в которых невозможно рассмотреть менее яркие звёзды.

Кадр 39

Расстояния до очень далёких от нас галактик определены благодаря наблюдаемому в их спектрах красному смещению. Для этого сначала определяют скорость удаления галактик (V=cΔλ/λ).

Кадр 40

Чем дальше от нас галактика, тем большую скорость удаления она имеет, т. е. V=HD (закон Хаббла), где H≈100 км/сек на 1 млн. пс (Мпс). Зная скорость удаления, можно определить расстояние до галактики.

Кадр 41

Красное смещение наблюдается и в радиодиапазоне. По смещению линии излучения нейтрального водорода (λ=21 см) нашли скорости нескольких галактик, хорошо согласующиеся с оптическими наблюдениями.

Кадр 42

Наибольшие красные смещения (а значит, и расстояния от нас) оказались у квазаров. Из графика видно, что уже при V=0,2 c наблюдаются заметные отклонения от закона Хаббла.

Кадр 43

КОНЕЦ Автор Е. П. Левитан Художник-оформитель С. Н. Рогов Редактор Л. Б. Книжникова Студия «Диафильм», 1970 г. Москва, Центр, Старосадский пер., д. № 7 Чёрно-белый 0-20 Д-353-70

Кадр 44

ОПРЕДЕЛЕНИЕ РАССТОЯНИЙ ДО НЕБЕСНЫХ ТЕЛ Диафильм по астрономии для 10 класса

Кадр 45

Властибості твердих тіл (Діафільм для ІХ класу середньої школи)