Avustralya'daki mesafe

Astronomik birim (Rus tanımı: A. e.; uluslararası: evet) astronomide mesafelerin tarihsel bir ölçüm birimidir ve yaklaşık olarak ila arasındaki ortalama mesafeye eşittir.

Işık bu mesafeyi yaklaşık 500 saniyede (8 dakika 20 saniye) kat eder.

Esas olarak nesneler, güneş dışı sistemler ve ikili bileşenlerin bileşenleri arasındaki mesafeleri ölçmek için kullanılır.

Eylül 2012'de Pekin'deki Uluslararası Astronomi Birliği'nin 28. Genel Kurulu, astronomik birimi Uluslararası Birimler Sistemine (SI) bağlamaya karar verdi. Tanım gereği bir astronomik birim tam olarak 149.597.870.700 metredir. Buna ek olarak IAU, astronomik birimin uluslararası tanımı olan “au”yu standartlaştırmaya karar verdi. Bazen “a. sen." veya "AU". Ayrıca “ua” tanımının kullanılmasını öneren uluslararası bir ISO 80000-3 standardı da vardır.

Rusya Federasyonu'nda astronomik bir birimin, "astronomi" uygulama alanıyla, zaman sınırı olmaksızın sistemik olmayan bir birim olarak kullanılması onaylanmıştır. GOST 8.417-2002'ye göre astronomik birimin adı ve tanımının çoklu ve çoklu SI önekleriyle kullanılmasına izin verilmemektedir.

Önceki tanımlar

IAU'nun 1976 yılındaki 10. Genel Kurul kararına göre astronomik birim, bir test cisminin izotropik koordinatlardaki dairesel yörüngesinin yarıçapı, açısal hızı Güneş sisteminin dışındaki tüm cisimleri ihmal eden olarak tanımlandı. Güneş, efemeris günlerinde tam olarak 0,017 202 098 95 radyana eşit olacaktır. IERS 2003 sabit sisteminde astronomik birimin 149.597.870,691 km olduğu varsayılmıştır.

Hikaye

Güneş merkezli sistemin ve özellikle Kepler gök mekaniğinin ortaya çıkışından bu yana, Güneş sistemindeki göreceli mesafeler (çok yakın olanlar hariç) büyük bir doğrulukla biliniyor. Güneş sistemin merkezi gövdesi olduğundan ve neredeyse dairesel bir yörüngede dönen Dünya, gözlemcilerin yeri olduğundan, bu yörüngenin yarıçapını bir ölçü birimi olarak almak doğaldı. Ancak bu birimin değerini güvenilir bir şekilde ölçmenin, yani onu dünyevi terazilerle karşılaştırmanın bir yolu yoktu. Güneş, Dünya'dan paralaksı güvenilir bir şekilde ölçmek için çok uzakta. Ay'a olan uzaklık biliniyordu, ancak 17. yüzyılda bilinen verilere dayanarak Güneş'e ve Ay'a olan uzaklıkların oranını tahmin etmek mümkün değildi - Ay'ın gözlemlenmesi gerekli doğruluğu sağlamaz ve Dünya'nın ve Güneş'in kütlelerinin oranı da bilinmiyordu.

1672'de Giovanni Cassini, iş arkadaşı Jean Richet ile birlikte paralaksı ölçtü. Dünya ve Mars'ın yörünge parametreleri yüksek doğrulukla ölçüldüğünden, astronomik birimin boyutunu tahmin etmek mümkün hale geldi - modern birimlerde yaklaşık 140 milyon km olduğu ortaya çıktı. Daha sonra, güneş diskindeki geçitler kullanılarak astronomik birimin hassas ölçümleri gerçekleştirildi. Eros'un 1901 yılında Dünya'ya yaklaşması ve paralaksının ölçülmesi, daha doğru bir tahmin elde edilmesini mümkün kıldı.

Astronomik birim de radar kullanılarak geliştirildi. Venüs'ün 1961'deki konumu, astronomik birimin 149.599.300 km'ye eşit olduğunu tespit etti. Olası hata 2000 km'yi aşmadı. 1962'de Venüs'ün tekrarlanan radar araştırması, bu belirsizliği azaltmayı ve astronomik birimin değerini netleştirmeyi mümkün kıldı: 149.598.100 ± 750 km'ye eşit olduğu ortaya çıktı. 1961 lokasyonundan önce a'nın değerinin olduğu ortaya çıktı. e. %0,1 doğrulukla biliniyordu.

Dünya'dan Güneş'e olan mesafenin uzun vadeli ölçümleri, bu mesafenin yüz yılda yaklaşık 15 metrelik bir oranda yavaş bir artış gösterdiğini göstermiştir (bu, modern ölçümlerin doğruluğundan çok daha büyük bir mertebedir). Sebeplerden biri Güneş'in kütle kaybı olabilir (bundan dolayı), ancak gözlemlenen etki hesaplanan değerlerin oldukça üzerindedir.

Bazı mesafeler

• Güneş Sistemindeki en uzak gezegenin yörünge yarıçapı yaklaşık 30 AU'dur. e.
• 23 Nisan 2016 tarihi itibariyle 134,75a uzaklıkta bulunmaktadır. e. Güneş'ten 3,6 a hızla uzaklaşıyor. e./yıl İnsanoğlunun yarattığı Dünya'ya en uzak ve en hızlı hareket eden nesnedir.
• En yakın yıldızımız Proxima Centauri'ye olan mesafe yaklaşık 270.000 AU'dur. e.

Uzunluk ve mesafe dönüştürücü Kütle dönüştürücü Toplu ürünlerin ve gıda ürünlerinin hacim ölçüleri dönüştürücüsü Alan dönüştürücü Mutfak tariflerinde hacim ve ölçü birimleri dönüştürücüsü Sıcaklık dönüştürücü Basınç, mekanik stres, Young modülü dönüştürücüsü Enerji ve iş dönüştürücüsü Güç dönüştürücüsü Kuvvet dönüştürücüsü Zaman dönüştürücü Doğrusal hız dönüştürücü Düz açı dönüştürücü Isıl verim ve yakıt verimliliği Çeşitli sayı sistemlerindeki sayıların dönüştürücüsü Bilgi miktarı ölçüm birimlerinin dönüştürücüsü Döviz kurları Kadın giyim ve ayakkabı bedenleri Erkek giyim ve ayakkabı bedenleri Açısal hız ve dönme hızı dönüştürücü İvme dönüştürücü Açısal ivme dönüştürücü Yoğunluk dönüştürücü Özgül hacim dönüştürücü Atalet momenti dönüştürücü Kuvvet momenti dönüştürücü Tork dönüştürücü Yanma dönüştürücünün özgül ısısı (kütlece) Enerji yoğunluğu ve yanmanın özgül ısısı dönüştürücü (hacimce) Sıcaklık farkı dönüştürücü Isıl genleşme dönüştürücünün katsayısı Isıl direnç dönüştürücü Termal iletkenlik dönüştürücü Spesifik ısı kapasitesi dönüştürücü Enerjiye maruz kalma ve termal radyasyon güç dönüştürücü Isı akısı yoğunluğu dönüştürücü Isı transfer katsayısı dönüştürücü Hacim akış hızı dönüştürücü Kütle akış hızı dönüştürücü Molar akış hızı dönüştürücü Kütle akış yoğunluğu dönüştürücü Molar konsantrasyon dönüştürücü Çözelti dönüştürücüdeki kütle konsantrasyonu Dinamik (mutlak) viskozite dönüştürücü Kinematik viskozite dönüştürücü Yüzey gerilimi dönüştürücü Buhar geçirgenliği dönüştürücü Buhar geçirgenliği ve buhar aktarım hızı dönüştürücü Ses seviyesi dönüştürücü Mikrofon hassasiyeti dönüştürücü Ses Basıncı Düzeyi (SPL) Dönüştürücü Seçilebilir Referans Basıncına sahip Ses Basıncı Seviyesi Dönüştürücü Parlaklık Dönüştürücü Işık Yoğunluğu Dönüştürücü Aydınlık Dönüştürücü Bilgisayar Grafikleri Çözünürlük Dönüştürücü Frekans ve Dalgaboyu Dönüştürücü Diyoptri Gücü ve Odak Uzaklığı Diyoptri Gücü ve Mercek Büyütme (×) Elektrik yükü dönüştürücü Doğrusal yük yoğunluğu dönüştürücü Yüzey yük yoğunluğu dönüştürücü Hacim yük yoğunluğu dönüştürücü Elektrik akımı dönüştürücü Doğrusal akım yoğunluğu dönüştürücü Yüzey akım yoğunluğu dönüştürücü Elektrik alan kuvveti dönüştürücü Elektrostatik potansiyel ve gerilim dönüştürücü Elektrik direnç dönüştürücü Elektrik direnç dönüştürücü Elektrik iletkenlik dönüştürücü Elektrik iletkenlik dönüştürücü Elektrik kapasitans Endüktans dönüştürücü Amerikan kablo ölçüm dönüştürücüsü Düzeyler dBm (dBm veya dBm), dBV (dBV), watt, vb. cinsindendir. birimler Manyetomotor kuvvet dönüştürücü Manyetik alan kuvveti dönüştürücü Manyetik akı dönüştürücü Manyetik indüksiyon dönüştürücü Radyasyon. İyonlaştırıcı radyasyon emilen doz hızı dönüştürücü Radyoaktivite. Radyoaktif bozunum dönüştürücü Radyasyon. Maruz kalma dozu dönüştürücü Radyasyon. Emilen doz dönüştürücü Ondalık önek dönüştürücü Veri aktarımı Tipografi ve görüntü işleme birimi dönüştürücü Kereste hacmi birim dönüştürücü Molar kütlenin hesaplanması D. I. Mendeleev'in kimyasal elementlerin periyodik tablosu

1 kilometre [km] = 6,6845871226706E-09 astronomik birim [a. e.]

Başlangıç ​​değeri

Dönüştürülen değer

metre muayene petametre terametre gigametre megametre kilometre hektometre dekametre desimetre santimetre milimetre mikrometre mikron nanometre pikometre femtometre attometre megaparsek kiloparsek parsek ışık yılı astronomik birim ligi deniz ligi (İngiltere) denizcilik ligi (uluslararası) ligi (yasal) mil deniz mili (Birleşik Krallık) deniz mili (uluslararası) ) mil (yasal) mil (ABD, jeodezik) mil (Roma) 1000 yarda uzun uzun (ABD, jeodezik) zincir zincir (ABD, jeodezik) halat (İngiliz ipi) cins cins (ABD, jeodezik) biber direği (İngilizce) . ) kulaç, kulaç kulaç (ABD, jeodezik) arşın yarda ayak ayak (ABD, jeodezik) bağlantı bağlantısı (ABD, jeodezik) arşın (Birleşik Krallık) el açıklığı parmak tırnak inç (ABD, jeodezik) arpa tanesi (eng. arpa mısırı) a'nın binde biri mikroinç angstrom atomik uzunluk birimi x-birimi Fermi arpan lehimleme tipografik nokta twip arşın (İsveççe) kulaç (İsveççe) kalibre centiinch ken arshin actus (Antik Roma) vara de tarea vara conuquera vara castellana arşın (Yunanca) uzun kamış kamış uzun dirsek avuç içi " parmak" Planck uzunluğu klasik elektron yarıçapı Bohr yarıçapı Dünya'nın ekvator yarıçapı Dünyanın kutup yarıçapı Dünya'dan Güneş'e olan mesafe Güneş'in yarıçapı ışık nanosaniye ışık mikrosaniye ışık milisaniye ışık ikinci ışık saat ışık gün ışık haftası Milyar ışık yılı Dünya'dan uzaklık Dünya'dan Ay'a kablolar (uluslararası) kablo uzunluğu (İngiliz) kablo uzunluğu (ABD) deniz mili (ABD) ışık dakikası raf ünitesi yatay aralık cicero piksel çizgisi inç (Rusça) inç açıklık ayak kulaç eğik kulaç verst sınır verst

Ayakları ve inçleri metreye veya tam tersini dönüştürün

ayak inç

M

Uzunluk ve mesafe hakkında daha fazla bilgi

Genel bilgi

Uzunluk vücudun en büyük ölçüsüdür. Üç boyutlu uzayda uzunluk genellikle yatay olarak ölçülür.

Mesafe, iki cismin birbirinden ne kadar uzakta olduğunu belirleyen bir niceliktir.

Mesafe ve uzunluk ölçümü

Uzaklık ve uzunluk birimleri

SI sisteminde uzunluk metre cinsinden ölçülür. Metrik sistemde kilometre (1000 metre) ve santimetre (1/100 metre) gibi türetilmiş birimler de yaygın olarak kullanılmaktadır. ABD ve İngiltere gibi metrik sistemi kullanmayan ülkeler inç, feet ve mil gibi birimleri kullanıyor.

Fizik ve biyolojide mesafe

Biyoloji ve fizikte uzunluklar genellikle bir milimetreden çok daha az ölçülür. Bu amaçla özel bir değer olan mikrometre benimsenmiştir. Bir mikrometre 1×10⁻⁶ metreye eşittir. Biyolojide mikroorganizmaların ve hücrelerin boyutu mikrometre cinsinden ölçülür ve fizikte kızılötesi elektromanyetik radyasyonun uzunluğu ölçülür. Mikrometreye mikron da denir ve bazen, özellikle İngiliz edebiyatında, Yunanca μ harfiyle gösterilir. Metrenin diğer türevleri de yaygın olarak kullanılmaktadır: nanometreler (1 × 10⁻⁹ metre), pikometreler (1 × 10⁻¹² metre), femtometreler (1 × 10⁻¹⁵ metre ve attometreler (1 × 10⁻¹⁸ metre).

Navigasyon mesafesi

Nakliye deniz milini kullanır. Bir deniz mili 1852 metreye eşittir. Başlangıçta meridyen boyunca bir dakikalık yay, yani meridyenin 1/(60x180)'i olarak ölçülmüştü. Bu, enlem hesaplamalarını kolaylaştırdı, çünkü 60 deniz mili bir derece enleme eşitti. Mesafe deniz mili cinsinden ölçülürken, hız genellikle deniz mili cinsinden ölçülür. Bir deniz düğümü saatte bir deniz mili hıza eşittir.

Astronomide uzaklık

Astronomide büyük mesafeler ölçülür, bu nedenle hesaplamaları kolaylaştırmak için özel büyüklükler benimsenir.

Astronomik birim(au, au) 149.597.870.700 metreye eşittir. Bir astronomik birimin değeri sabittir, yani sabit bir değerdir. Genel olarak Dünya'nın Güneş'ten bir astronomik birim uzaklıkta olduğu kabul edilir.

Işık yılı 10.000.000.000.000 veya 10¹³ kilometreye eşittir. Bu, ışığın bir Jülyen yılında boşlukta kat ettiği mesafedir. Bu miktar popüler bilim literatüründe fizik ve astronomiden daha sık kullanılmaktadır.

Parsek yaklaşık olarak 30.856.775.814.671.900 metreye veya yaklaşık 3,09 × 10¹³ kilometreye eşittir. Bir parsek, Güneş'ten gezegen, yıldız, ay veya asteroit gibi başka bir astronomik nesneye bir yay saniyelik açıyla olan mesafedir. Bir yay saniyesi bir derecenin 1/3600'ü veya radyan cinsinden yaklaşık 4,8481368 mikroraddır. Parsek, gözlem noktasına bağlı olarak vücut pozisyonundaki gözle görülür bir değişikliğin etkisi olan paralaks kullanılarak hesaplanabilir. Ölçüm yaparken, Dünya'dan (E1 noktası) bir yıldıza veya başka bir astronomik nesneye (A2 noktası) bir E1A2 segmentini (resimde) yerleştirin. Altı ay sonra, Güneş Dünya'nın diğer tarafındayken, Dünya'nın yeni konumundan (E2 noktası) aynı astronomik nesnenin uzaydaki yeni konumuna (A1 noktası) yeni bir E2A1 segmenti döşenir. Bu durumda Güneş bu iki parçanın kesiştiği noktada, S noktasında olacaktır. E1S ve E2S parçalarından her birinin uzunluğu bir astronomik birime eşittir. S noktasından E1E2'ye dik bir doğru parçası çizersek, E1A2 ve E2A1, I bölümlerinin kesişme noktasından geçecektir. Güneş'ten I noktasına olan mesafe SI bölümüdür, açı olduğunda bir parsek'e eşittir. A1I ve A2I segmentleri arasındaki fark iki yaysaniyedir.

Resimde:

• A1, A2: görünen yıldız konumu
• E1, E2: Toprak konumu
• S: Güneş konumu
• ben: kesişim noktası
• IS = 1 parsek
• ∠P veya ∠XIA2: paralaks açısı
• ∠P = 1 yay saniyesi

Diğer birimler

Lig- daha önce birçok ülkede kullanılan eski bir uzunluk birimi. Yucatan Yarımadası ve Meksika'nın kırsal bölgeleri gibi bazı yerlerde hala kullanılmaktadır. Bu, bir kişinin bir saatte kat ettiği mesafedir. Deniz Ligi - üç deniz mili, yaklaşık 5,6 kilometre. Lieu yaklaşık olarak bir lige eşit bir birimdir. İngilizce'de hem ligler hem de ligler aynı şekilde adlandırılır, lig. Edebiyatta lig bazen Jules Verne'in ünlü romanı "Denizler Altında 20.000 Fersah" gibi kitapların başlıklarında da bulunur.

Dirsek- orta parmağın ucundan dirseğe kadar olan mesafeye eşit eski bir değer. Bu değer antik dünyada, Orta Çağ'da ve modern zamanlara kadar yaygındı.

Bahçeİngiliz İmparatorluk sisteminde kullanılır ve üç fit veya 0,9144 metreye eşittir. Metrik sistemi benimseyen Kanada gibi bazı ülkelerde, kumaşı ve yüzme havuzlarının uzunluğunu ve golf sahaları ve futbol sahaları gibi spor sahalarını ölçmek için yardalar kullanılır.

meter'un tanımı

Metrenin tanımı birkaç kez değişti. Metre başlangıçta Kuzey Kutbu'ndan ekvator'a olan mesafenin 1/10.000.000'i olarak tanımlanıyordu. Daha sonra metre, platin-iridyum standardının uzunluğuna eşit oldu. Metre daha sonra vakumdaki kripton atomu ⁸⁶Kr'nin elektromanyetik spektrumunun turuncu çizgisinin dalga boyunun 1.650.763,73 ile çarpılmasına eşitlendi. Günümüzde metre, ışığın boşlukta saniyenin 1/299.792.458'inde kat ettiği mesafe olarak tanımlanmaktadır.

Hesaplamalar

Geometride, A(x₁, y₁) ve B(x₂, y₂) koordinatlarına sahip iki A ve B noktası arasındaki mesafe aşağıdaki formülle hesaplanır:

Dönüştürücüdeki birimleri dönüştürmek için hesaplamalar " Uzunluk ve mesafe dönüştürücü" Unitconversion.org işlevleri kullanılarak gerçekleştirilir.

Astronomik birim (AU)- astronomide 149'597'870,610 km'ye eşit, tarihsel olarak kurulmuş bir mesafe ölçüm birimi.

Astronomik birim Dünya'nın kütle merkezleri ile Güneş arasındaki ortalama mesafeye yaklaşık olarak eşittir (yani, Dünya'nın yörüngesinin ortalama yarıçapı; Dünya'dan Güneş'e olan mesafe).

Kesinlikle astronomik birim Dairesel bir yörüngenin yarıçapına eşit olan dönüş periyodu, Güneş dışındaki güneş sisteminin tüm cisimlerini ihmal edersek, Dünya'nın dönüş periyoduna tam olarak eşit olacaktır. Dünyanın yörüngesinin yarı ana ekseni 1.000000036406 AU'dur. e.

Esas olarak güneş sistemi nesneleri arasındaki, güneş sistemlerinin dışındaki ve çift yıldızların bileşenleri arasındaki mesafeleri ölçmek için kullanılır.

Hikaye

Güneş merkezli sistemin ve özellikle Kepler gök mekaniğinin ortaya çıkışından bu yana, güneş sistemindeki göreceli mesafeler (çok yakın olan Ay hariç) büyük bir doğrulukla bilinmektedir. Güneş sistemin merkezi gövdesi olduğundan ve neredeyse dairesel bir yörüngede dönen Dünya, gözlemcilerin yeri olduğundan, bu yörüngenin yarıçapını bir değişim birimi olarak almak doğaldı. Ancak bu birimin değerini güvenilir bir şekilde ölçmenin, yani onu dünyevi terazilerle karşılaştırmanın bir yolu yoktu. Güneş, Dünya'dan paralaksı güvenilir bir şekilde ölçmek için çok uzakta. Ay'a olan uzaklık biliniyordu, ancak 17. yüzyılda bilinen verilere dayanarak Güneş'e ve Ay'a olan uzaklıkların oranını tahmin etmek mümkün değildi - Ay'ın gözlemlenmesi gerekli doğruluğu sağlamaz ve Dünya'nın ve Güneş'in kütlelerinin oranı da bilinmiyordu.

1672'de Giovanni Cassini, iş arkadaşı Jean Richet ile birlikte Mars'ın paralaksını ölçtü. Dünya ve Mars'ın yörünge parametreleri yüksek doğrulukla ölçüldüğünden, astronomik birimin değerini - 146 milyon km modern birimlerde - belirlemek mümkün hale geldi.

Daha sonra, Venüs'ün güneş diski boyunca geçişleri kullanılarak astronomik birimin hassas ölçümleri gerçekleştirildi. Eros asteroitinin 1901 yılında Dünya'ya yaklaşması ve paralaksının ölçülmesi, daha doğru bir tahmin elde edilmesini mümkün kıldı.

Gezegensel radarın yardımıyla Astronomik Birim geliştirildi. Venüs'ün 1961'deki konumu, Astronomik birimin 149'599'300 km'ye eşit olduğunu ortaya koydu. Hata olasılığı ±2000 km'yi geçmedi. 1962'de Venüs'ün tekrarlanan radar araştırması, bu belirsizliği azaltmayı ve Astronomi Birimi'nin değerini netleştirmeyi mümkün kıldı: 149'598'100±750 km olduğu ortaya çıktı. 1961 lokasyonundan önce AE değerinin %0,1 doğrulukla bilindiği ortaya çıktı.

Kozmik mesafeleri ölçme görevi eski çağlardan beri gökbilimcilerin karşı karşıya kaldığı bir görevdir. Sorunlardan birinde, uzak galaksilere olan mesafeleri ölçmeye yönelik modern yöntemleri daha önce tartışmıştık. Ancak mesafelerin ölçülmesiyle ilgili tüm bu destan, güneş sisteminin bize en yakın nesneleriyle başladı.

Burada belirli bir gök cisminin konumu gerçeğine dayanan paralaks yöntemini uyguluyoruz. çok fazla değilçok uzaktadır ve gökyüzündeki konumu ona nereden baktığınıza bağlıdır. Bu arada, gözlerimizin stereoskopik algısı da benzer şekilde çalışır ve bunun yardımıyla beyin nesnelere olan yaklaşık mesafeyi belirler: sol ve sağ gözler nesneyi farklı (yakın da olsa) açılardan görür. Gözler arasındaki açıları ve mesafeleri (taban uzunluğu olarak adlandırılan) bilerek, nesneye olan mesafeyi oldukça doğru bir şekilde tahmin edebilirsiniz (Şekil 1).

Jeodezide mesafeleri ölçmenin bu yöntemine üçgenleme denir. Astronomide paralakslar, bize en yakın yıldızların mesafelerini hesaplamanın en doğru yoludur. Bu durumda Dünya yörüngesinin yarı ekseni taban olarak alınır ve yıldızın açısal konumu altı ay arayla iki kez belirlenir. Peki her şey nerede başladı? Dünyanın yörüngesinin boyutunu nasıl biliyoruz?

Uzaydaki mesafelerin ana standartlarından biri olan astronomik birim (Dünya'dan Güneş'e ortalama mesafe), Kepler'in Dünya'nın Güneş'in etrafında (neredeyse) dairesel bir şekilde döndüğü güneş merkezli sistemi önermesinden ve gerekçelendirmesinden sonra benimsendi. yörünge. Doğal çözüm, ölçü birimi olarak bu yörüngenin yarıçapını almaktı.

Artık dünyanın yörüngesinin parametreleri büyük bir doğrulukla ölçülüyor, ancak 18. yüzyılda astronomi çıkmaza girdi. O zamana kadar bilim adamları, güneş sistemindeki birçok gezegene olan mesafeleri astronomik birimlerle ifade ederek belirleyebildiler. Ancak astronomik birimin insanlara tanıdık gelen birimlerdeki (örneğin kilometre) değeri tam olarak bilinmiyordu.

Aynı zamanda, Dünya'nın yarıçapı zaten oldukça doğru bir şekilde ölçülmüştür. Böylece tabanın değeri güvenilir bir şekilde biliniyordu ve gerekli olan tek şey, astronomik birimler cinsinden göreceli uzaklığı bilinen güneş sistemi nesnelerinden herhangi birine olan paralaktik açının ölçülmesiydi.

Bu nedenle, dünyanın dört bir yanındaki gökbilimciler, Venüs'ün 1761 ve 1769'da Güneş diski boyunca geçişine dair büyük umutlar besliyorlardı. Bu fenomenin uygun şekilde organize edilmiş bir gözlemi, potansiyel olarak Venüs'ün paralaksını Güneş'in paralaksına göre ölçmeyi (daha kesin olarak aralarındaki farkı) ve Dünya'nın yarıçapını (tabanın uzunluğunu) bilerek mümkün kılacaktır. Astronomik birimi bulun.

Gerçek şu ki, Dünya'nın farklı noktalarından Venüs'ün Güneş diski boyunca geçişi farklı görünüyor (Şekil 2). Bu yörüngeleri farklı noktalarda ölçmek mümkün olsaydı sorun çözülürdü çünkü o zaman doğrudan bu yörüngelerin açısal boyutlarını veya seyahat süresini bulabilir ve buradan gerekli olanı bulabilirsiniz. Ve öyle oldu: Dünyanın farklı yerlerinde yapılan gözlemler sonucunda bilim adamları astronomik birimin değerini oldukça yüksek bir doğrulukla belirlemeyi başardılar.

Özellikle Thomas Hornsby, Dünya'dan Güneş'e olan mesafe için yaklaşık 93.726.900 İngiliz mili (150.838.449 km) değerinde gerçeğe çok yakın bir değer elde etti.

Bu problem Venüs'ün paralaksının benzer ölçümlerini yapmayı önermektedir.

Görev

Venüs'ün geçişini gösteren, 5 Haziran 2012 22:25:52 UTC'de eş zamanlı çekilmiş iki fotoğraf verilmiştir (Şekil 4). Solda Princeton, New Jersey'de çekilmiş bir fotoğraf var. Sağda Hawaii'nin Maui adasındaki Haleakala Yanardağı'nın zirvesinden çekilmiş bir fotoğraf var.

Venüs diskinin konumundaki farklılıklar paralaksla ilişkilidir. Fotoğrafın çekildiği sırada Dünya ile Venüs arasındaki mesafenin 0,2887 AU olduğu biliniyor. yani Güneş'e olan mesafe 1,0147 a'dır. yani Güneş'in açısal boyutu 31,57 yay dakikasıdır ve Dünya'nın etkin yarıçapı 6378,1 km olarak alınabilir. Fotoğraflar çekildiğinde Venüs Hawaii'de neredeyse tam zirvesindeydi. Tanımlamak Bu verilere ve fotoğraflara göre Dünya'nın Güneş'e olan uzaklığı.

İpucu 1

Genel durumda tabanın uzunluğunun belirlenmesi oldukça karmaşık bir konudur. Ancak fotoğrafın çekildiği sırada Maui adasında Güneş neredeyse tam olarak zirvesindeydi. Bunu Stellarium programını kullanarak Hawaii'deki mevcut konumu ve 5 Haziran 2012 tarihindeki 12 saat 25 dakikalık zamanı ayarlayarak doğrulayabilirsiniz.

Bu durumda tabanın uzunluğu kolaylıkla belirlenir (Şek. 5).

İpucu 2

Herhangi bir şeyi ölçmeden önce, fotoğrafların rastgele kamera yönelimiyle çekildiğini dikkate almanız gerekir, dolayısıyla Venüs'ün gerçek yer değiştirmesini ölçmek için bunları doğru şekilde eşleştirmeniz gerekir. Bu, arka plan olarak Güneş'i veya daha doğrusu güneş lekelerini kullanarak yapılabilir. Doğru, o zaman ölçülen paralaks göreceli olacaktır, çünkü Güneş'in de kendi paralaksı vardır.

Çözüm

Biraz uğraştıktan sonra, Güneş'in diskinde önerilen iki Venüs görüntüsünü bir grafik düzenleyicide karşılaştırabilirsiniz. Güneş'in sınırları bulutlar nedeniyle oldukça bulanıklaştığı ve kenarlara doğru karardığı için güneş lekelerine odaklanabilirsiniz. Üç çift noktayı birleştirmek yeterlidir. Sonuç olarak elde ettiğiniz şey budur (fotoğraflar kenarları vurgulamak için hafifçe işlenir):

Daha sonra Venüs'ün iki siluetinin merkezlerini buluyoruz (Şek. 7). Hala görüntülerle çalıştığımız için mesafeleri piksel cinsinden ölçebiliyoruz, ancak o zaman doğal olarak her şeyi "normal" uzunluk birimlerine dönüştürmemiz gerekecek. Merkezlerin koordinatları şu şekildedir: C 1 (Şekil 7'deki kırmızı merkez) - X: 624,5 piksel, e: 317 piksel, C 2 - X: 631,5 piksel, e: 324,5 piksel.

Şimdi Venüs'ün göreceli paralaksını hesaplıyoruz (yine piksel cinsinden):

\[ p=\sqrt((624(,)5-631(,)5)^2+(317-324(,)5)^2)=10(,)3\pm0(,)25~\text (px). \]

Farklı bir sayı elde edebilirsiniz ama sorun değil çünkü bu değerler görecelidir ve belirli değerleri fotoğrafların boyutuna ve çözünürlüğüne bağlıdır.

Güneş'in çapı piksel cinsinden de ölçülebilir (Şek. 8) ve bu bir dönüşüm ölçeği verecektir. Fotoğraflarımızdan öyle anlaşılıyor D'ler= 936±1 piksel, bu da 31,57±0,005 yay dakikası veya 1894,2±0,3 yay saniyesi değerine karşılık gelir. Dolayısıyla 1 piksel = 2,024±0,002 yay saniyesi.

Venüs'ün paralaksının (Güneş'e göre) şuna eşit olduğunu bulduk:

p vs= 10,3·2,024 = 20,9±0,5 yay saniyesi.

Astronomik birimin mutlak değerini bulmak istediğimiz için Venüs'ün mutlak paralaksıyla ilgileniyoruz. Şek. 9. Üzerinde pv Ve not- bunlar Venüs ve Güneş'in gerçek paralakslarıdır ve p vs- Venüs'ün Güneş'e göre paralaksı (yukarıda hesapladığımız şey). Şekilden açıkça anlaşılıyor ki p vs = pv − not.

Açılar küçük olduğundan, küçük açılar için yaklaşık eşitlikler kullanacağız: radyan cinsinden sin φ ≈ tan φ ≈ φ. Daha sonra Şekil 2'deki gösterimde. 9: D ⊥ /EV ≈ pv, D ⊥ /ES ≈ not, Nerede EV Ve ES- sırasıyla Dünya'dan Venüs'e ve Güneş'e olan mesafeler. Buradan gerçek paralaksı buluyoruz:

\[ p_v=\frac(p_(vs))(1-\frac(EV)(ES))=29(,)2\pm 0(,)7~\text(arcseconds). \]

Dünya yüzeyindeki mesafeleri ölçme işlevine sahip herhangi bir harita hizmetini (veya başka bir yöntemi) kullanarak, iki gözlem noktası arasındaki en kısa mesafenin 7834 km olduğunu tespit ediyoruz (Şekil 10). Bu, Şekil 2'deki AB yayının uzunluğudur. 9. O halde α ≈ 1,2282 radyandır ve tabanın uzunluğu şu şekilde bulunabilir: D⊥ ≈ 6007,6 km.

Geriye en basit şey kalıyor. Tabanın uzunluğunu ve paralaksını bilerek Venüs'e olan mesafeyi bulabilirsiniz: dv = D ⊥ /pv=42±1 milyon km. Ve Venüs'e astronomik birim cinsinden göreceli mesafenin 0,2887 a olduğu bilindiğinden. e., o zaman 1 a'yı elde ederiz. e = 147±3 milyon km. Bu hesaplamaların doğruluğu, daha yüksek çözünürlüklü görüntülerle büyük ölçüde artırılabilir.

Sonsöz

Astronomik birimin değerinin ilk az çok doğru ölçümlerinin tam olarak Venüs'ün geçişi yardımıyla yapılması şaşırtıcı değildir. Güneş noktasal bir nesne olmadığından ve ayrıca 18. yüzyıldaki açı ölçümleri oldukça hatalı olduğundan bu tür gözlemler için oldukça zayıf bir adaydı. Aynı nedenle Mars'ın paralaksını ölçmek de oldukça zordu.

Aşağı kavuşumda Dünya'ya Mars'tan daha yakın olan Venüs'ün kendisi de pek uygun değil. Gerçek şu ki, Venüs bu pozisyonda doğrudan Dünya ile Güneş arasında yer almaktadır ve bu nedenle ince bir hale şeridini temsil etmektedir. Ve bu durumda Güneş'in kendisi, Venüs'ün arka plandaki yıldızlara göre açısal konumunu ölçmeyi çok zorlaştırıyor. Bu nedenle, Venüs'ün 1761 ve 1769'da Güneş'in diskinden çift geçişi, o zamanın bilim dünyasında gerçekten görkemli bir olay haline geldi.

Paralaks ve astronomik birim ile ilişkili olan, genellikle astrofizik ve kozmolojide bulunan başka bir uzunluk ölçüsüdür. Yukarıda belirtildiği gibi, bugün gökbilimciler paralaks yöntemini kullanarak Güneş Sistemi dışındaki en yakın nesnelere olan mesafeleri ölçmektedir (Şekil 11).

Dünyanın Güneş etrafındaki dönüşü nedeniyle, paralaks etkisine maruz kalmayan (veya çok daha az maruz kalan) uzak yıldızların arka planına karşı bir yıldızın görüntüsü hafifçe (bir paralaks açısıyla) kayacaktır. Tanım gereği, eğer bir yıldızın paralaksı 1 yaysaniye ise, o zaman yıldız 1 parsek (PC olarak kısaltılır) uzaklıkta olur, bu da yaklaşık 3,26 ışık yılıdır. Başka bir deyişle 1 parsek, Dünya-Güneş sisteminin açısal büyüklüğünün yalnızca 1 yaysaniye olduğu mesafedir.

En yakın yıldızımız Proxima Centauri'ye olan mesafe 1.301 parsektir. Galaksimizin merkezi 8000 parsektir (8 kiloparsek). En yakın büyük galaksi Andromeda 778 kpc'dir.

Astrofizik ve kozmolojide, birçok insanın düşündüğü gibi ışık yılı değil, bu mesafe ölçüm birimi kullanılır. Özellikle, örneğin Planck teleskopuna göre Hubble sabiti yaklaşık olarak 68 km/s/Mpc'ye eşittir, yani her megaparsekten (milyon parsek) sonra, galaksilerin genişlemesi nedeniyle "kaçan" galaksilerin hızı. Evren saniyede 68 km hızla büyüyor.

Yukarıda bahsedildiği gibi kozmolojide mesafelerin ölçülmesi, gökbilimcilerin onlarca yıldır karşılaştığı en önemli sorundur.

Temel olarak paralaks yöntemi birkaç yüz parseke kadar olan mesafeleri ölçer. Ancak burada da bir çeşit kayıt var. Bu, 5000 parsek uzaklığa kadar yıldızların paralaksını kesin olarak ölçebilen Hubble Teleskobu tarafından sağlandı! Bunu yapmak için teleskopun 20 mikro yay saniyelik bir çözünürlüğe ihtiyacı vardı (sınırlı çözünürlükle ölçüm doğruluğunu artıran bir gözlem biriktirme tekniği kullanılarak). Ay'daki bir astronotun tuttuğu bir kağıt parçasının üzerindeki yazıyı Dünya'dan okumak gibi.

Daha uzak mesafeler, örneğin standart mumlar (süpernovalar, RR Lyrae yıldızları, Cepheidler vb.) kullanılarak başka yollarla ölçülür. Sorun, tüm bu ölçümlerin belirli modellere bağlı olması ve dolayısıyla bağımsız olmamasıdır. Bunu yapmak için paralaks gibi modelden bağımsız yöntemler kullanılarak kalibre edilmeleri gerekir.

Bununla birlikte, bu modellerin aynı zamanda kendi uygulanabilirlik sınırları da vardır; bunun ötesinde yeni yöntemlere ihtiyaç duyulur ve bunların da yine eski yöntemlere göre kalibre edilmesi gerekir. Her biri daha uzaktaki nesneler üzerinde çalışan, ancak daha önceki yöntemler kullanılarak yakındaki nesneler üzerinde kalibre edilen bu yöntem sistemine, kozmolojik mesafe "merdiveni" adı verilir (ayrıca M. Musin'in "Yıldız yıldızla konuşur" makalesine bakın). Ve bu merdiven tam olarak bu problemde çalışılan yöntemden kaynaklanmaktadır.

Gökbilimciler hesaplamaları için sıradan insanlar için her zaman açık olmayan özel ölçü birimleri kullanırlar. Bu anlaşılabilir bir durumdur, çünkü eğer kozmik mesafeler kilometre cinsinden ölçülseydi, sıfırların sayısı gözlerinizi kamaştırırdı. Bu nedenle, kozmik mesafeleri ölçmek için çok daha büyük miktarların kullanılması gelenekseldir: astronomik birim, ışık yılı ve parsek.

Çoğunlukla yerel Güneş Sistemimizdeki mesafeleri belirtmek için kullanılır. Bunu kilometre (384.000 km) olarak da ifade edebilirsek, Plüton'a en yakın yol yaklaşık 4.250 milyon km'dir ve bunu anlamak zor olacaktır. Bu tür mesafeler için, dünya yüzeyinden Güneş'e olan ortalama mesafeye eşit bir astronomik birim (AU) kullanmanın zamanı gelmiştir. Başka bir deyişle, 1 a.u. Dünyamızın yörüngesinin yarı ana ekseninin uzunluğuna (150 milyon km) karşılık gelir. Şimdi Plüton'a en kısa mesafenin 28 AU, en uzun yolun ise 50 AU olabileceğini yazarsanız hayal etmek çok daha kolay olur.

Bir sonraki en büyüğü bir ışık yılıdır. Her ne kadar orada “yıl” kelimesi bulunsa da, zamandan bahsettiğimizi düşünmeyin. Bir ışık yılı 63.240 AU'dur. Bu, bir ışık ışınının 1 yıl boyunca kat ettiği yoldur. Gökbilimciler, Evrenin en uzak köşelerinden bir ışık ışınının bize ulaşmasının 10 milyar yıldan fazla sürdüğünü hesapladılar. Bu devasa mesafeyi hayal etmek için kilometre olarak yazalım: 950000000000000000000000. Doksan beş milyar trilyon normal kilometre.

Bilim insanları, 1676'dan itibaren ışığın anında değil, belirli bir hızla yayıldığını tahmin etmeye başladılar. İşte bu sırada Ole Roemer adlı Danimarkalı bir gökbilimci, Jüpiter'in uydularından birinin tutulmalarının gecikmeye başladığını fark etti ve bu, tam olarak Dünya'nın yörüngesinde Güneş'in karşı tarafına, karşı tarafa doğru ilerlediği sırada oluyordu. Jüpiter'in nerede olduğu. Bir süre geçti, Dünya geriye doğru hareket etmeye başladı ve tutulmalar yeniden önceki programlarına yaklaşmaya başladı.

Böylece yaklaşık 17 dakikalık bir zaman farkı oluştu. Bu gözlemden, ışığın Dünya yörüngesi uzunluğundaki bir mesafeyi kat etmesinin 17 dakika sürdüğü sonucuna varıldı. Yörüngenin çapının yaklaşık 186 milyon mil olduğu kanıtlandığına göre (şimdi bu sabit 939.120.000 km), ışık ışınının saniyede yaklaşık 186 bin mil hızla hareket ettiği ortaya çıktı.

Zaten günümüzde, ışık yılının ne olduğunu olabildiğince doğru bir şekilde belirlemek için yola çıkan Profesör Albert Michelson sayesinde, farklı bir yöntem kullanarak nihai sonuca ulaşıldı: 1 saniyede 186.284 mil (yaklaşık 300 km/s). Şimdi bir yıldaki saniye sayısını sayıp bu sayıyla çarparsak, bir ışık yılının 5.880.000.000.000 mil uzunluğunda olduğunu, yani 9.460.730.472.580,8 km'ye karşılık geldiğini buluruz.

Pratik amaçlar için gökbilimciler sıklıkla parsek adı verilen bir uzaklık birimi kullanırlar. Gözlemci 1 yarıçap yer değiştirdiğinde yıldızın diğer gök cisimlerinin arka planına göre 1"" yer değiştirmesine eşittir.