Самостійна робота №5
Фізика тіл Сонячної системи.
Робота
Студента групи ФІ-09
Бушуєв Станіслав Андрійович
Кривий Ріг 2013
Аберація та паралакс зір. Річна аберація і паралактичне зміщення зір ‒ докази обертання Землі навколо Сонця. Аберація астрономічна
різниця між видимим напрямом на світило й істинним, який бачив би в той же момент спостерігач, який не рухається. Позаяк астрономічні спостереження виконуються на Землі, що обертається навколо своєї осі та рухається навколо Сонця й разом із Сонцем переміщується серед зір, то спостерігач рухасться зі швидкістю, сумірною зі швидкістю світла, і бачить світило не в тому напрямі, в якому він бачив би його в цей же момент, перебуваючи в спокої. Добова А. а. пов'язана з рухом спостерігача разом із Землею навколо її осі (лінійна швидкість обертання точок земної поверхні на екваторі становить 0,46 км-с"1). Вона досягає 0,32" і враховується під час опрацювання астрономічних спостережень. Річна А. а. пов'язана з рухом Землі навколо Сонця (середня швидкість руху Землі по екліптиці 29,75 км-с"1). Річна А. а. залежить від координат світила, його годинного кута та швидкості руху Землі й досягає 20,5". Вплив річної А. а. враховується під час визначення координат небесних світил.
Паралакс (грец. παράλλαξις — зміна) — явне зміщення або різниця орієнтації об'єкта, що розглядається з двох різних позицій. Що далі розташований об'єкт, тим менше змінюється його візуальна позиція. Що ближча відстань до об'єкта, або що більша відстань між точками спостереження (база), тим більший паралакс.
Метод паралаксу є єдиним безпосереднім методом вимірювання відстаней поза межами Сонячної системи. Астрономи для визначення відстаней використовують різні (найкраще — протилежні) точки земної поверхні або земної орбіти, вимірюючи кутове зміщення об'єкта на фоні далеких зір. Відповідно виокремлюють два методи геоцентричний паралакс та геліоцентричний паралакс. За об'єктами спостережень виділяють Місячний паралакс, паралакс Сонця і тіл Сонячної системи та Зоряний паралакс.
Геоцентричний паралакс
Геоцентричний паралакс (або як його ще раніше називали — добовий паралакс) використовується для вимірювання відстаней в межах Сонячної системи. Раніше проводили вимір кутів двічі протягом доби, завдяки чому можна було визначити паралакс до таких об'єктів як Місяць, Сонце тощо. Наразі для цього використовують два одночасних спостереження в різних точках земної кулі або ж синхронізовані телескопи.
Горизонтальним паралаксом називають кут між напрямом на світило з якої-небудь точки земної поверхні і напрямом на світило з центра Землі.
Вперше застосував метод паралаксу в астрономії древньогрецький вчений Гіппарх 150-го р. до н. е. для визначення відстані до Місяця. За його обчисленнями паралакс склав 58' і, відповідно, відстань до Місяця ~59 радіусів Землі. За сучасними даними паралакс Місяця становить — 57'02.6", відповідно відстань — 60.2 радіусів.[6]
6 листопада 1572 спалахнула наднова зірка SN 1572 в сузір'ї Кассіопеї. За 5 днів потому данський астроном-дворянин Тихо Браге, перебуваючи на вулиці, випадково помітив цю яскраву зірку. В подальшому він єдиний у Європі вів детальні спостереження нової зірки, записуючи її зоряну величину та вимірюючи кути відносно інших яскравих зірок сузір'я Кассіопеї з точністю до кількох кутових мінут. Він не зміг обчислити паралакс цього об'єкта і зрозумів, що явище відбувається набагато далі, аніж Місяць, поміж нерухомих зір. Отже, і на небі бувають зміни. Таким чином було спростовано постулати про незмінність небесних сфер Арістотеля, який вважав, що всі небесні зміни (комети, нові зірки) відбуваються у верхніх шарах атмосфери, де вона стикається з космічним вогнем[7].
За 5 років потому Браге пощастило знову. В нічному небі засяяла Велика комета C/1577 V1. Браге здійснив аналогічні виміри кутів комети та Місяця (вони часто були поруч) в певні дати відносно сусідніх зір. Подібну роботу в Празі виконав невідомий нам астроном. Співставивши дані своїх спостережень поблизу Копенгагена (Кобенхавна) і дані колеги з Чехії, Браге зміг визначити паралакс, щоправда помилковий. За його даними виходило, що комета щонайменше втричі далі, аніж Місяць.[7]
В 1672 Джованні Кассіні вдалося виміряти відстань до Сонця, як 140 млн. км (на 7% менше за сучасні дані). Задля цього він, перебуваючи в Парижі виміряв розміщення Марсу на фоні зір, одночасно із ним у Французькій Гвіані Жан Ріше фр. Jean Richer теж провів спостереження. Зіставивши дані, астрономи отримали паралакс Марсу, та на основі цих даних вирахували, відстань до Сонця.[8]