Презентація на тему:
Паралакс

Те, що відстань до Місяця дорівнює 60 радіусам Землі, за тривалістю його проходження через тінь Землі при повному місячному затемненні встановив ще грецький вчений Гіппарх біля 150 р. до н.е.

Надійно виміряти річний па ралакс зорі Веги вперше вда лося в 1837 р. російському ака деміку В. Я. Струве. Майже одночасно з ним в інших краї нах визначили Річний паралакс - це кут, під яким із зорі було б видно радіус земної Орбіти. паралакси ще двох зір, однією з яких була Центавра. Ця зоря, яку в СРСР не видно, виявилася найближчою до нас, її річний паралакс р = 0,75".

Обчислення відстані за відомим паралаксом: Горизонтальний паралакс – це кут між напрямом на світило з якої-небудь точки земної поверхні і напрямом з центра Землі. Відстані до планет Сонячної системи вдалося визначити лише у 18 ст. через вимірювання горизонтального паралаксу.

І. Визначення відстаней. Середню відстань усіх планет від Сонця в астрономічних одиницях можна обчислити, використо вуючи третій закон Кеплера. Визначивши середню відстань Землі від Сонця (тобто значення 1 а. о.) в кілометрах, можна знайти в цих одиницях відстані до всіх планет Сонячної системи. З 40-х років нашого століття радіотехніка дала змогу визна чати відстані до небесних тіл за допомогою радіолокації, про яку ви знаєте з курсу фізики. Радянські та американські вчені уточнили за допомогою радіолокації відстані до Меркурія. Венери, Марса і Юпітера.

Відстань, яку світло проходить протягом року, називається світловим роком. Цю одиницю використовують для вимірю вання відстані поряд з пар с е к о м (пк). Парсек — відстань, на яку велику піввісь земної орбіти, пер пендикулярну до променя зору, видно під кутом І". Відстань у парсеках дорівнює обереній величині річного пара лакса, вираженого в секундах дуги. Наприклад, відстань до зорі а Центавра дорівнює 0,75" (3/4")> або 4/3 пк. 1 парсек = 3,26 світлового року = 206265 а. о. = 3 • 1013 км. У наш час вимірювання річного паралакса є основним спосо бом визначе'ння відстаней до зір. Паралакси виміряно вже для дуже багатьох зір.

де р виражено в секундах дуги. Ці формули дають абсолютну зоряну величину M за відомою видимою зоряною величиною m при реальній відстані до зо рі D. Наше Сонце з відстані 10 пк мало б вигляд

Є три методи визначення розмірів зірок: 1) за спостереженням затемнювано-змінних; 2) з теоретичних обчислень, коли відомі ефективна температура поверхні зорі і її світність; 3) вимірюванням діаметра зорі за допомогою інтерферометра

Вимірювання за допомогою інтерферометра: Телескопічне зображення зорі – це дифракційний диск, що складається з темних і світлих кілець. Якщо світло від точкового джерела-зорі пропустити через дві вузькі щілини, розміщені на об‘єктиві, то у зображенні зорі замість дифракційних кілець з‘являться паралельні інтерференційні смуги. Віддаль між темними або світлими смугами залежатиме від частоти випромінювання і від віддалі між щілинами на об‘єктиві. Якщо джерело світла диск, то при певному співвідношенні між його кутовим діаметром β і віддаллю s між щілинами інтерференційна картина зникає. Теорія зоряного інтерферометра приводить до такої формули: β =1,2 х λ / s де λ- довжина хвилі найяскравішої ділянки спектра джерела світла.