Определение расстояний в Солнечной системе

Опреде­ление расстояний до небесных тел чрезвычайно важно, так как, только зная расстояния, можно ставить вопрос о приро­де небесных тел, определять размеры Солнечной системы, Га­лактики и самой Вселенной. Измерить расстояния до астро­номических объектов можно только тригонометрическими ме­тодами, поскольку провести прямое измерение, естественно, невозможно.

В пределах Солнечной системы теория Коперника, уточнён­ная Кеплером, даёт возможность из наблюдений за движени­ем планет определить относительные размеры их орбит. На рисунке 7 показаны три орбиты планет: сред­няя орбита Земли (её положение на орбите отмечено бук­вой З), орбита одной из внешних планет, расположенной даль­ше от Солнца (например, Марса), орбита внутренней планеты (Венеры или Меркурия). Центральное тело — Солнце. От­меченные положения планеты (эти положения называются планетными конфигурациями) на орбите называются: для внешней планеты П — противостояние, К — квадратура; для внутренней Э — элонгация. В зависимости от того, в какой стороне неба наблюдаются планеты, их квадратура и элонга­ция называются западной (планета видна западнее Солнца) или восточной. Очевидно, что нетрудно определить из наблю­дений дуги ПК или углы ЭЗС. Их синусы равны отношени­ям радиусов соответствующих орбит. Остаётся определить расстояния ЗК и ЗЭ.

Определить расстояние до недоступного предмета можно, измерив угол, который называется параллаксом, между на­правлениями на предмет из двух точек (рис. 8). Если извест­но расстояние между точками (база), то задача сводится к про­стой геометрической. Остаётся выбрать базу и измерить углы.

Для определения расстояний в Солнечной системе базой служит радиус Земли — величина достаточно хорошо опреде­лённая. Угол, под которым он виден с планеты или другого тела, входящего в Солнечную систему, называется горизон­тальным параллаксом. Расстояния определяются для тех пла­нет, которые наиболее близко подходят к Земле. Это Венера и малая планета Эрос. Материал с сайта http://wiki-what.com

Наблюдатели, расположенные в разных местах Земли, видят проходящую по диску Солнца планету по-разному (рис. 9, I). Соответственно различаются и пути кружка по проекции Солнца (рис. 9, II), расстояние между путями сильно преувеличено, в действительности оно составляет на экране только около 2 мм. Поскольку из наблюдений за движением Венеры известны относительные размеры их орбит и орбиты Земли и скорость движения Ве­неры, то достаточно определить момент вступ­ления Венеры на диск Солнца (момент прохож­дения точки A или B на рисунке 9, II) и момент схода с не­го (момент прохождения точки A или B' на рисунке 9, II). С этими данными нетрудно вычислить расстояние между Землёй и Венерой и расстояние до Солнца.