Определение расстояний до небесных тел

Кадр 1

ОПРЕДЕЛЕНИЕ РАССТОЯНИЙ ДО НЕБЕСНЫХ ТЕЛ Диафильм по астрономии для 10 класса

Кадр 2

К сведению учителя Определение расстояний до небесных тел—необходимый этап в построении астрономической картины мира и познании природы небесных тел. Совершенствуя методы исследования и создавая новые инструменты, ученые со все возрастающей точностью определяют расстояния до Луны, планет, Солнца, звезд, туманностей, галактик. Демонстрировать фрагменты диафильма целесообразно на уроках по соответствующим темам курса.

Кадр 3

I. ПЕРВЫЕ ОПРЕДЕЛЕНИЯ РАССТОЯНИЙ ДО ЛУНЫ, СОЛНЦА И ПЛАНЕТ.

Кадр 4

Как далеки от нас небесные тела? Это нужно знать, чтобы получить правильное представление о строении Вселенной, вычислить размеры небесных тел, рассчитать траектории полетов космических кораблей к Луне и планетам Солнечной системы.

Кадр 5

Еще 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

Зная угловые радиусы Солнца (P₀) и земной тени во время лунного затмения (Pт), они вычисляли угол Pc, а затем и расстояние от Земли до Луны (D≈60Rз; чертеж не в масштабе).

Кадр 7

Во время первой (или последней) четверти Луны древние астрономы очень грубо измеряли угол между Луной и Солнцем и на основе этого оценивали расстояние от Земли до Солнца.

Кадр 8

Простой способ определения относительных расстояний планет от Солнца (расстояние от Земли до Солнца принимается за единицу) предложил Коперник. В чем заключается этот метод? К каким планетам он применим?

Кадр 9

II. СОВРЕМЕННЫЕ МЕТОДЫ ОПРЕДЕЛЕНИЯ РАССТОЯНИЙ ДО ТЕЛ СОЛНЕЧНОЙ СИСТЕМЫ.

Кадр 10

Один из важнейших методов определения расстояний до тел Солнечной системы основан на точном измерении их горизонтальных параллаксов (P₀). Что такое горизонтальный параллакс?

Кадр 11

Горизонтальный параллакс светила можно узнать, одновременно наблюдая его из двух обсерваторий (А и В). Из-за параллактического смещения расположение светила по отношению к звездам будет различным.

Кадр 12

Один из методов определения расстояния от Земли до Луны — радиолокационный. Радиволны, скорость распространения которых известна (c = 299.792.458 м/с), преодолевают путь от Луны и обратно за время 2t = 2,56с.

Кадр 13

Среднее расстояние Луны от Земли 384 400 км Расстояние от Земли до Луны непрерывно изменяется вследствие эллиптичности лунной орбиты (I закон Кеплера), достигая наибольшего значения в апогее, а наименьшего в перигее.

Кадр 14

Точнейшие определения расстояния между данными точками на Земле и Луне основаны на лазерной локации Луны. Она стала возможной благодаря достижениям космонавтики.

Кадр 15

Французский отражатель лазерных лучей был установлен на «Луноходе-1» и «Луноходе-2». Он состоял из нескольких призм. Каждая представляет собой уголок, отрезанный от куба. Свет падает на плоскость среза и после трехкратного внутреннего отражения идет параллельно падающему лучу.

Кадр 16

Один из локаторов, посылавших лазерные лучи, находился на 2,6-метровом телескопе Крымской астрофизической обсерватории АН СССР. Достигнутая в 1970 г. точность измерения (±3 м) была впоследствии увеличена. Общий вид телескопа.

Кадр 17

Антенна центра дальней космической связи (СССР). Начиная с 1961 г. успешные эксперименты по радиолокации Венеры, Меркурия, Марса и других планет проводились в СССР, США, Англии. Потребовалась чувствительность систем в миллионы раз большая, чем для локации Луны. (Почему?)

Кадр 18

Определив радиолокационным методом расстояние между Землей и планетой, например, Венерой, можно, исходя из III закона Кеплера, найти одну из фундаментальных астрономических постоянных—астрономическую единицу (1 а. е.).

Кадр 19

В 1963 г. советские ученые во главе с академиком В. А. Котельниковым впервые осуществили радиосвязь через Венеру. Перед вами осциллограмма телеграфных сигналов, отраженных от Венеры, и переданные азбукой Морзе слова — мир, Ленин, СССР.

Кадр 20

III. РАССТОЯНИЯ ДО ЗВЕЗД, ТУМАННОСТЕЙ И ЗВЕЗДНЫХ СКОПЛЕНИЙ.

Кадр 21

Годичные параллаксы ближайших звезд удалось определить, взяв в качестве базиса радиус орбиты Земли. (Что такое годичный параллакс?)

Кадр 22

Звезды 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 трех звезд.

Кадр 23

Этот чертеж условно изображает годичный параллакс Веги. Но соотношение углов и расстояний не выдержано: для наглядности угол П пришлось увеличить в …100 000 раз!

Кадр 24

Расстояние в парсеках (пс) и световых годах (св. г.) до ближайших звезд (1 пс≈3,26 св. г. ≈3·10¹³ км). Сейчас измерены годичные параллаксы, а значит, и расстояния до нескольких тысяч звезд.

Кадр 25

В основе другого метода определения расстояний до звезд — сравнение видимой (m) и абсолютной (M) звездной величины.

Кадр 26

Обычно абсолютную звездную величину находят из спектральных наблюдений, но в отдельных случаях ее удается оценить иначе. Например, известно, что в максимуме блеск многих новых звезд M≈-8m.

Кадр 27

У пульсирующих звезд (цефеид и звезд типа RR Лиры) существует зависимость между периодом изменения блеска и абсолютной звездной величиной. Определив с помощью наблюдений период, находят M, а затем по известной вам формуле и расстояние до звезды (D).

Кадр 28

Необходимо знать расстояния не только до звезд, но и до туманностей. Они удалены от нас на десятки и сотни парсек, что затрудняет определение расстояний по годичному параллаксу.

Кадр 29

Приходится использовать косвенные методы, выводя различные упрощающие предположения (например, равенство абсолютных звездных величин или равенство масс туманностей).

Кадр 30

Крабовидная туманность (созвездие Тельца) возникла в результате вспышки Сверхновой звезды в 1054 г. Зная линейное и угловое расширение, нашли, что туманность удалена от нас почти на 2000 пс.

Кадр 31

В созвездии Геркулеса расположено самое яркое в северном полушарии шаровое звездное скопление. Расстояние до него (около 8000 пс) определили, когда в скоплении были открыты звезды типа RR Лиры, абсолютные звездные величины которых известны.

Кадр 32

В 1974 г. к этому скоплению направили «радиограмму», адресованную внеземной цивилизации, которая, быть может, там окажется. Когда при самых благоприятных условиях земляне получат ответ? Радиотелескоп в Аресибо, с которого послана радиограмма.

Кадр 33

СОЛНЦЕ Шаровые скопления в Галактике Шаровые скопления в районе Стрельца (центр Галактики). Узнав расстояние до нескольких десятков шаровых скоплений и обнаружив, что они группируются в направлении центра Галактики, установили местоположение Солнца.

Кадр 34

IV. ОПРЕДЕЛЕНИЕ РАССТОЯНИЙ ДО ГАЛАКТИК.

Кадр 35

Есть ли объекты за пределами Галактики? На этот вопрос ответили положительно, открыв цефеиды и звезды типа RR Лиры в Магеллановых Облаках, расстояние до которых оказалось 46000 пс и 53000 пс. Большое и Малое Магеллановы облака.

Кадр 36

Галактика в Андромеде. Цефеиды и Новые звезды помогли определить расстояния и до других ближайших к нам галактик, прежде всего до галактики в созвездии Андромеды (651 000 пс). Сколько времени свет идет к нам от этой галактики?

Кадр 37

Открытие Сверхновой звезды в одной из галактик. Вместегодно открывают около десятка Сверхновых звезд. В максимуме блеск многих из них достигает М=-15m. Это позволяет определить расстояние до галактик, в которых другие звезды раздельно не видны.

Кадр 38

Лучевые скорости галактик пропорциональны расстояниям (закон Хаббла). Основываясь на этом, определили расстояния до многих галактик.

Кадр 39

Галактики в созвездиях Расстояния в св. г. Синий конец спектра Красный конец спектра Б. Медведицы 490 000 000 15 000 км/с Северной Короны 700 000 000 21 500 км/с Волопаса 1 300 000 000 39 300 км/с Гидры 1 980 000 000 60 900 км/с Чтобы найти лучевые скорости, измеряют красные смещения z = Δλ / λ в спектрах галактик (v = c Δλ / λ), используя эффект Доплера. (В чем он заключается?)

Кадр 40

Красное смещение наблюдается и в радиодиапазоне. По смещению линий излучения нейтрального водорода (λ=21 см) также могут быть определены скорости удаления галактик. Рационаблюдения хорошо согласуются с оптическими наблюдениями.

Кадр 41

Еще раз обратимся к формуле, в которой смещение, с—скорость света. Применима ли эта формула к случаям, когда z > 1?

Кадр 42

Уже при Z > 0,2 (далекие галактики, квазары) обнаруживаются заметные отклонения от закона Хаббла. Поэтому для вычисления лучевых скоростей приходится пользоваться точной формулой, справедливой для любых Z. (Проверьте).

Кадр 43

Диафильм сделан по программе, утвержденной Министерством просвещения СССР Автор кандидат педагогических наук Е. Левитан Художник-оформитель Н. Дунаева Редактор В. Чернина ©Студия «Диафильм» Госкино СССР, 1980 г. 101000, Москва, Центр, Старосадский пер., 7 Д-194-80 Цветной 0-30

Кадр 44

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

Кадр 45

Властибості твердих тіл (Діафільм для ІХ класу середньої школи)