ПРАКТИЧЕСКАОЕ ЗАНЯТИЕ. Краткие теоретические сведения

ПРАКТИЧЕСКАОЕ ЗАНЯТИЕ

Тема:Определение расстояний до тел Солнечной системы

Краткие теоретические сведения

Расстояние до небесных тел можно определить с помощью: а) третьего ЗАКОНА КЕПЛЕРА, т. к. большая полуось орбиты определяется как среднее расстояние до планеты от Солнца; б) параллаксов светил; в) радио - и лазерной ЛОКАЦИИ. Метод параллакса заключается в том, что определяется угол р0, под которым со светила, находящегося на горизонте, был бы виден экваториальный радиус Земли. Угол р0 называют горизонтальным экваториальным параллаксом светила. Его определяют с Земли по измерениям высоты светила в момент верхней кульминации из двух точек земной поверхности, находящихся на одном географическом меридиане и имеющих известные географические широты. Тогда расстояние до светила r = базис/sin p0 = R/sin p0. Базис – любое известное или доступное измеренное расстояние, связанное с параллаксом расстояние от центра Земли до центра небесного тела. Метод локации заключается в том, что на небесное тело посылают мощный кратковременный (радио или световой) импульс, а затем принимают отраженный сигнал. Радиолокацией определены расстояния до Луны, Венеры, Меркурия, Марса и Юпитера, а лазерной локацией – до Луны. Точность измерения методом лазерной локацией выше. Определение размеров небесных тел. Определение линейных размеров тел Солнечной системы связано в первую очередь, с измерением угловых размеров Земли и светила. При наблюдениях небесных тел Солнечной системы можно измерить угол ρ, под которым они видны земному наблюдателю (ρ – угловой радиус светила). Зная ρ и расстояние до светила r, можно вычислить радиус R: R = (sin ρ/sin p0)∙ R. Т. к. углы ρ→ 0 и р0 → 0, то R = (ρ/p0)∙ R. В случае, когда угловой размер очень мал, используют ИНТЕРФЕРОМЕТРЫ.