Измерение космических расстояний
Чтобы изучать строение Вселенной и природу небесных тел, астроном должен уметь прежде всего определять расстояния до интересующих его космических объектов. Как же измеряются расстояния до Луны и планет, Солнца и звезд?
Все эти расстояния в конечном счете зиждутся на значении среднего расстояния Земли от Солнца — так называемой астрономической единице, а она непосредственно зависит от точности измерения размеров самой Земли. Обратимся к чертежу.
При наблюдении Солнца из удаленных точек земной поверхности наше дневное светило претерпевает параллактическое смещение (см. рис.). Оно будет наибольшим, если два наблюдателя расположатся в диаметрально противоположных точках земного шара. Измерения показали, что угол этого смещения очень мал — около 18 секунд дуги, то есть под таким углом с Солнца должна быть видна наша Земля.
Из тригонометрии известно, что предмет бывает виден под углом, равным одной секунде дуги, если он удален от наблюдателя на расстояние, в 206 265 раз превышающее его линейные размеры или его диаметр. Следовательно, расстояние Земля—Солнце примерно в 11 500 раз (206 265 :18 =11 500) больше диаметра Земли. Однако из-за большой яркости Солнца и нагревания инструмента (ведь труба телескопа наводится на дневное светило!) такие измерения приводят к потере точности. Поэтому французские астрономы Джан Доменико Кассини и Жан Рише (ок. 1640—1696) решили определить расстояние до Солнца путем измерения параллакса Марса — углового смещения планеты на фоне далеких звезд — во время его великого противостояния в 1672 году. Кассини измерял положение планеты из Парижа, а Рише — из Кайенны, города Французской Гвианы в Южной Америке.
С открытием третьего закона Кеплера относительные расстояния планет в Солнечной системе, выраженные в долях среднего расстояния Земля—Солнце, были хорошо известны. Но чтобы получить масштаб планетной системы и определить абсолютное значение астрономической единицы, достаточно было измерить расстояние между двумя любыми планетами. Измерять же положение планет относительно звезд можно гораздо точнее, чем положение яркого Солнца на дневном небе. Этим и воспользовались впервые Кассини и Рише.
Математическая обработка наблюдений, выполненная Кассини в 1673 году, дала значение параллакса Солнца 9,5 секунды дуги. Здесь под параллаксом следует понимать угол, под которым со светила виден экваториальный радиус Земли. Отсюда получалось, что среднее расстояние Земли от Солнца (1а. е.) равно 138,5 млн км (в современных мерах длины), что па 11,1 млн км меньше действительного значения. Но по тем временам даже такой результат считался большим научным достижением.
Английский астроном Эдмонд Галлей (1656—1742) предложил метод определения расстояния от Земли до Солнца путем наблюдения прохождений Венеры по солнечному диску.
Разрабатывались и другие способы определения длины астрономической единицы. В частности, астрономы Пулковской обсерватории в 1842—1880 годах выполнили точные измерения смещений видимых положений звезд, происходящих но причине движения Земли вокруг Солнца и конечной скорости света (так называемые аберрационные смещения), и нашли, что параллакс Солнца равен 8,793 секунды дуги; астрономическая единица равна 149,6 млн км, что совпадает с современными измерениями. Но Парижская международная конференция астрономов в 1896 году приняла округленные значения: параллакс равен 8,80 секунды дуги, астрономическая единица равна 149,5 млн км. Этими значениями астрономы пользовались вплоть до 1970 года.
В январе 1931 года малая планета Эрос проходила от Земли на расстоянии всего лишь 0,17 а. е. В наблюдениях (главным образом фотографических) приняли участие 24 астрономические обсерватории, в том числе Пулковская. Из наблюдений Эроса была найдена величина параллакса Солнца 8,790 секунды дуги. Вычисленное но новому параллаксу среднее расстояние Земли от центрального светила составляло 149 млн 669 тыс. км.
В 60-х годах XX века астрономы для измерения расстояний до небесных тел Солнечной системы стали применять более точный — радиолокационный метод. Сущность этого метода состоит в том, что в сторону небесного тела посылают мощный кратковременный импульс, а затем принимают отраженный сигнал. Скорость распространения радиоволн в космическом пространстве равна скорости света — 299 792,458 км/с. Поэтому, если точно измерить время, которое необходимо сигналу, чтобы достичь небесного тела и после отражения от его поверхности возвратиться обратно, нетрудно вычислить искомое расстояние.
Так были уточнены расстояния до Луны, Венеры, Меркурия, Марса, Юпитера. Из радиолокационных наблюдений Венеры, проведенных в СССР, США и Англии, было определено значение астрономической единицы: 1 а. е. = 149 597 870 км, с возможной ошибкой около 1 км. Такой точности более чем достаточно для нужд астрономии и космонавтики. В практических целях пользуются округленным значением астрономической единицы — 149 млн 600 тыс. км, которому соответствует параллакс Солнца — 8,794 секунды дуги.
|
|
Читайте в рубрике «Изучение Вселенной»: |